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GALAXIES

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Les galaxies et l'Univers

Les composantes des galaxies

Brièvement, rappelons qu'une galaxie est d'abord une collection d'étoiles : d'un milliard à cent milliards selon la taille de la galaxie, correspondant à une masse d'un milliard à cent milliards de fois celle du Soleil (nous nous référerons dorénavant à la masse du Soleil par le symbole Ṃo, qui représente donc une masse de 1,989 ( 1030 kg). Ces étoiles peuvent appartenir à des populations différentes, c'est-à-dire qu'elles ont été formées à diverses époques dans la vie de la galaxie. Dans le cas de galaxies suffisamment proches pour que leurs étoiles puissent être analysées séparément les unes des autres, on peut distinguer les populations d'étoiles par leur répartition spatiale et leurs propriétés cinématiques, mais aussi par leurs couleurs. En effet, les groupes d'étoiles formées au début de la vie d'une galaxie, il y a 15 milliards d'années environ, ne nous ont laissé, du fait de l'évolution stellaire, que leurs membres les moins massifs (< 1 Ṃo), relativement froids et donc rouges. En revanche, les associations stellaires formées plus récemment, il y a quelques millions d'années, sont dominées par les étoiles les plus massives (> 10 Ṃo), chaudes et émettant une importante quantité d'énergie dans l'ultraviolet et le domaine bleu du spectre électromagnétique. Des galaxies lointaines, nous recevons un mélange du rayonnement de ces différentes populations stellaires.

Bien qu'elles représentent l'essentiel de la masse d'une galaxie, les étoiles n'en sont pas le seul constituant. On trouve également de la matière interstellaire, c'est-à-dire de la matière qui, au moment où nous l'observons, n'a pas été condensée par la gravitation à l'intérieur d'une étoile. Mais cette matière a pu l'être jadis et le sera peut-être à nouveau. La matière interstellaire comporte du gaz sous forme atomique ou moléculaire ainsi que des agrégats de molécules et de radicaux, appelés grains ou poussière. Le milieu interstellaire se structure soit en régions isolées, bien localisées, soit en régions diffuses.

Les régions isolées sont de plusieurs sortes.

– On trouve tout d'abord des nuages moléculaires denses où l'on rencontre de 103 à 104 atomes ( cm—3. C'est dans de tels nuages que se forment les étoiles. La quantité de poussière dans ces nuages est très élevée ; les photons y pénètrent donc peu : c'est un milieu froid où la température est de quelques kelvins et le gaz s'y trouve sous forme moléculaire (H2, OH, CO, H2O...). Des molécules organiques complexes ont été identifiées dans ces nuages. La mise en évidence de ces régions se fait par l'observation des transitions entre niveaux de rotation et vibration des molécules, donc dans les domaines de longueur d'onde infrarouge, millimétrique et radio. Pour ces intervalles du spectre électromagnétique, les récepteurs dont on dispose sont de plus en plus sensibles. L'analyse du contenu moléculaire des galaxies, jadis réservée aux objets proches, est aujourd'hui possible dans des objets distants. Ainsi pouvons-nous espérer être renseignés sur les phases de formation stellaire intensive qui ont dû se produire dans les premiers âges des galaxies.

– On trouve ensuite des régions chaudes où l' hydrogène est ionisé ; ces régions sont encore appelées régions H II. En effet, dans les zones de formation stellaire récente, la matière interstellaire est chauffée par le rayonnement des étoiles chaudes (étoiles de type spectral O et B, dont la température effective est de 35 000 à 50 000 K). La densité dans les régions H II varie de 1 à 104 atomes . cm—3 alors que la température du gaz d'électrons est[...]

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Galaxie M104 - crédits : NASA/ JPL & The Hubble Heritage Team/ STScI/ AURA)

Galaxie M104

NASA/ JPL & The Hubble Heritage Team/ STScI/ AURA)

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Séquence de Hubble

Encyclopædia Universalis France

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Galaxie spirale M81

NASA/ JPL/ K. Gordon, Univ. of Arizona & S. Willner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

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