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Les galaxies spirales

Aperçu
Les galaxies spirales reprentent environ les trois-quarts des galaxies répertoriées dans la classification de Hubble. Leur structure est plus complexe que celle des galaxies elliptiques. D'un point de vue morphologique, se composent d'un bulbe qui définit leur région centrale, et qui ressemble à une petite galaxie elliptique. Ce bulbe est prolongé par un disque très plat, étalé sur leur plan équatorial, et dans lequel se développent dans deux directions opposées à partir du bulbe deux bras spiraux (ou davantage), et dans certains cas une barre, qui est structure linéaire analogue aux bras spiraux, et qui joint ceux-ci au bulbe. Ces deux morphologies définissant les galaxies spirales ordinaires (S) et les galaxies spirales barrées (SB). Enfin, cet ensemble est immergé dans sphéroïde, aussi appelé halo, et où les étoiles sont très dispersées, ou, au contraire, très concentrées dans des amas globulaires.

La composition des galaxies spirales est également assez différente de celle des galaxies elliptiques. Le bulbe (sauf dans sa partie la plus centrale, le noyau) et le halo renferment des étoiles de population II, c'est-à-dire âgées, chimiquement déficitaires en éléments lourds. Le disque et le noyau, au contraire sont peuplés d'étoiles de population I, jeunes et chimiquement riches.


Mise en ordre
 
Le milieu interstellaire - Les galaxies spirales contiennent plus de matière interstellaire que n'en contiennent généralement les galaxies elliptiques (seules les galaxies irrégulières sont plus riches qu'elles de ce point de vue. Le gaz y existe sous différentes formes, appelées phases. Il s'agit principalement de gaz froid, et plus spécialement d'hydrogène atomique et d'hydrogène moléculaire.

L'hydrogène atomique (c'est-à-dire composé d'atomes neutres et indépendants les uns des autres) nimbe de façon assez diffuse le disque. On peut aussi le rencontrer, en tout cas dans notre Galaxie, sous la forme de petits nuages compacts, dans le halo, qui sont appelés desnuages à grande vitesse ou HVCs (= High velocity clouds). L'hydrogène atomique peut également former de très grandes structures en formes annulaires, à l'intérieur du disque.

La composante moléculaire du milieu interstellaire se trouve presque exclusivement sur le plan équatorial du disque des galaxies spirales. Mélangé à des poussières, il forme d'immenses concentrations, appelées des nuages moléculaires géants, eux-mêmes disposés le long des bras spiraux. Comme ces nuages représentent le territoire privilégié pour les sites de formation stellaire, les très jeunes étoiles, parmi lesquelles on rencontre les étoiles massives, très chaudes et très lumineuses des types O et B, se rencontrent dans ces structures en spirales. Elles expliquent aussi pourquoi celles-ci sont si lumineuses, et également les nébuleuses les bras spiraux sont ponctués de nébuleuses très brillantes. Ces dernières signalent leur exposition aux rayonnement ionisants des étoiles les plus chaudes, qui les environnent.

Les nébuleuses brillantes, composées d'atomes ionisés, et donc chauds, représentent un troisième phase du milieu interstellaire, dite HII. Mais on peut en définir d'autres, soit excessivement chaudes, soit de températures intermédiaires.


Rouages
La rotation et ses problèmes

Lorsqu'on parle de la rotation d'une galaxie, on peut entendre plusieurs choses. Il peut s'agir du mouvement d'ensemble de la matière (étoiles et nuages) qui la compose. Mais, quand on considère les galaxies spirales, il peut aussi s'agir de la rotation des structures qui lui confèrent sa morphologie (bras spiraux, barre). Ces deux types rotations s'effectuent dans le plan du disque, mais répondent à des modalités différentes.

La matière
Les étoiles comme le reste de la matière contenue dans une galaxie sont soumises à la gravitation globale que chacune contribue à façonner. Il en résulte pour tous ces corps un mouvement de révolution autour du centre de masse de la galaxie, qui correspond aussi à son centre géométrique. 

Rotation différentielle
En première approche, on peut s'attendre à ce que la période de révolution de chaque étoile soit définie en fonction de la distance à ce centre par la troisième loi de Kepler. Les corps proches du centre doivent ainsi accomplir une révolution complète beaucoup plus rapidement que ceux qui sont plus éloignés. Et un constat peut être fait : si une galaxie a bien une rotation globale quand on considère la matière qu'elle contient, cette rotation, contrairement à ce que l'on observerait pour un corps solide, n'est pas la même selon la distance à laquelle on se trouve. On parlera alors d'un mouvement de rotation différentielle, qui fait prendre du retard, aux astres les plus éloignés.

Halo sombre
Les astronomes ont cependant eu la surprise de constater que ce retard n'est pas aussi important que le laisseraient prévoir les lois de Kepler. De façon très générale, les galaxies spirales obéissent à une même logique. Jusqu'à un tiers environ du rayon de leur disque stellaire, la vitesse linéaire croit proportionnellement à la distance au centre (la vitesse angulaire reste constante). Mais ensuite, le ralentissement de la course des corps plus éloignés se stabilise. Et en définitive, les parties externes du disque - et jusque dans le gaz qui se trouve au au-delà du disque stellaire - tournent plus rapidement que ce qui était escompté. Les courbes de rotation, qui représentent la vitesse linéaire en fonction de la distance montrent que cette vitesse se stabilise. Dans la Voie lactée, ce "plateau" commence à ce constater à la hauteur de l'orbite du Soleil, et se confirme ensuite aussi loin que l'on puisse détecter de la matière appartenant à la Galaxie.

Plusieurs possibilités ont été invoquées pour expliquer cette discordance. Mais la plus généralement acceptée consiste à admettre que lorsqu'on envisage ce que devrait être la rotation de la galaxie, on sous estime sa masse, et l'on se trompe sur sa distribution. Mieux vaut dès lors admettre que les galaxies spirales sont immergées au coeur d'un vaste halo de matière sombre, indétectable autrement que par les effets gravitationnels qu'elle induit. Ce halo auquel les meilleurs modèles de structure galactique donnent une forme ellipsoïdale, relativement aplatie aux pôles, prend "en sandwich" la matière lumineuse des galaxies et peut parfaitement expliquer leur courbe de rotation : la rotation globale du disque reste différentielle, mais elle est en quelque sorte rigitifiée par rapport à ce qu'elle serait en l'absence de matière sombre.

Les spirales
Les spirales présentent une rotation bien différente : elles tournent autour du centre des galaxies d'un bloc, comme un corps rigide. Pour en comprendre la raison un point doit être souligné au préalable : les bras spiraux ne sont pas des régions des disques où seraient concentrées toutes les étoiles (et les nuages de gaz interstellaire), alors que les régions inter-bras seraient pratiquement vides. Il y a des étoiles partout. Les étoiles ne sont sans doute pas réparties uniformément sur tout le disque. Il y a bien, comme on le verra plus loin, une surdensité d'étoiles et de nuages le long des bras spiraux. Mais ce n'est pas elle qui explique le dessin des bras. Les bras spiraux sont avant tout des régions où sont concentrées certaines étoiles excessivement brillantes, et que l'on ne retrouve pas dans les inter-bras : les étoiles les plus jeunes, à peine sorties du nid, et parmi elles les étoiles massives bleues, à très faible durée de vie. On voit des bras spiraux en premier lieu parce que ces étoiles y dominent par leur éclat, et parce que leur intense rayonnement UV suscite autour d'elles de grandes nébuleuses brillantes, aussi appelées régions II. Les bras spiraux sont donc en première instance des régions dans lesquelles se déroulent de façon privilégiée le processus de formation stellaire.

Dès lors, lorsqu'on parle de la rotation des bras spiraux, on ne vise pas le mouvement de révolution de corps matériels, mais plutôt le mouvement de propagation d'un certain processus.
Aspects d'un découplage - Le découplage de la rotation des bras spiraux et de rotation globale des étoiles peut encore s'exprimer autrement : l'enroulement des bras spiraux relativement au sens de rotation peut être, soit tel que la matière aborde les bras par leur partie concave (enroulement dit "trailing"), soit (plus rarement) que la matière les aborde par leur partie convexe (enroulement "leading").
Reste encore à dire en quoi consiste exactement ce processus, et pourquoi les formations stellaires ont-elles lieu dans des zones particulières de forme spirale. Les astronomes sont conduits à suivre ici deux pistes, largement complémentaires. La première invoque la propagation de perturbations, appelées ondes de densité, dans le potentiel gravitationnel global des galaxies; la seconde en appelle directement à l'effet de la propagation des formations stellaires par un mécanisme analogue à celui des feux de forêt.
Les ondes de densité
Le champ gravitationnel de chaque étoile prise individuellement diminue rapidement en intensité à mesure que l'on s'éloigne de l'étoile, si bien que deux étoiles particulières sont généralement trop éloignées l'une de l'autre dans une galaxie pour ressentir les effets de leur l'attraction mutuelle. Reste que le potentiel gravitationnel d'un corps ne s'annule exactement nulle part, et au total, les milliards, ou plutôt les centaines de milliards d'étoiles que comptent une galaxie finissent par contribuer, chacune pour sa très petite part, à la constitution d'un potentiel gravitationnel global, dont le rôle ne pourra plus être négligé.

Ce champ global est normalement très lisse. Sa valeur varie uniformément d'un point à un autre, sans discontinuité brusque. Mais comme l'ont montré en particulier C. C.Lin et F. H. Shu dans les années 1964-70, il n'est pas stable. La moindre perturbation, qui peut être l'influence d'une galaxie voisine, va susciter des changements abrupts dans ce champ. Les modèles numériques montrent que cela commence par l'apparition d'une discontinuité linéaire dans le potentiel gravitationnele qui se développe à partir du bulbe. Une barre que le mouvement de rotation de la galaxie conduit dans les parties extérieures à s'enrouler en forme de bras spiraux. La discontinuité gravitationnelle que ceux-ci continuent de représenter va modifier abruptement la vitesse de rotation des corps (étoiles et nuages) qui traversent les bras.

Il s'ensuit une sorte d'embouteillage, qui explique que l'on désigne cette perturbation sous le nom d'onde de densité. Rien de bien grave pour les étoiles dont la concentration augmente un peu, mais qui ne vont pas en être autrement affectées. En revanche les nuages de gaz qui traversent ces zones perturbées se trouvent destabilisés, ce qui met en route les processus de formation stellaire. Des étoiles de toutes masses se forment, mais les plus grosses se font davantage remarquer leurs distributions le long de l'onde de densité en dessine le contour.

Les galaxies où dominent les ondes de densité offrent souvent un beau spectacle, ce sont des galaxies dites à "grand design" à l'exemple de M 51 (Chiens de Chasse), ou de NGC 4622 (Centaure), ci-dssous;

NGC 4622
NGC 4622 : les jeunes étoiles bleues et les régions HII tracent les contours
des ondes de densité. (Crédit : G. Byrd, R. Buta, (Univ.Alabama), T. Freeman (Bevill State College), NASA).
Le feu de forêt galactique
Quel que soit le mécanisme déclencheur d'un processus de formation stellaire, celui-ci aura tendance à se propager de proche en proche. Les étoiles massives ont des relations violentes avec leur environnement pendant toute leur existence. Mais surtout, après quelques millions d'années, elles explosent en supernovae. Ces cataclysmes engendrent des ondes de choc qui destabilisent les portions de nuages interstellaires situés dans les régions voisines : de nouvelles naissances groupes d'étoiles se mettent en route, et très vite, les explosions de nouvelles supernovae reproduisent le même schéma, jusqu'à épuisement de la matière première. Une situation très similaire à la propagation d'un feu de forêt, et qui est susceptible, à cause de la rotation différentielle des galaxies, de donner lieu ici encore à l'apparition de structures en spirales.
NGC 2841.
NGC 2841 : une structure de spirale grumeleuse, typique des galaxies stochastiques.
On parle dans ce cas de galaxies à spirales stochastiques ou de galaxies floculentes. Un bon exemple en est donné par NGC 2841 (Grande Ourse) (ci-dessus). Mais si l'on note que les ondes de densité fournissent un excellent déclencheur pour le processus d'astration, on comprend que les deux sortes de spirales puissent cohabiter dans une même galaxie.

On peut le constater entre autres dans les morphologies plutôt floculentes, mais apparemment déjà organisées par des ondes de densité de galaxies telles que M 33 (Triangle), et de M 63 (Chiens de Chasse), ou dans les morphologies de galaxies plutôt marquées par des ondes de densité, mais où le feu de forêt laisse clairement une empreinte, comme c'est le cas pour M 61 (Vierge), et certainement aussi notre Voie lactée, si l'on pouvait la voir de l'extérieur. Une galaxie comme M100 (Chevelure de Bérénice) pourrait, quant à elle, constituer un juste milieu entre les deux morphologies.

Le problème de l'enroulement
La rotation différentielle des galaxies spirales explique sans doute pourquoi des structures se développant dans leur disque doivent nécessairement finir par s'enrouler et former les spirales observées. Mais, si l'on s'en tient à cela, il apparaît que, pour la même raison exactement, ces spirales auront une durée d'existence limitée. Elles doivent finir par se dissoudre progressivement "dans la masse", comme un nuage de lait versé dans une tasse à café disparaît lui aussi après quelques tours de cuillère. Les ondes de densité elles-mêmes s'épuisent. Elles disparaissent au bout de quelques centaines de millions d'années. Si, donc, les spirales n'étaient pas régénérées ou revigorées d'une manière ou d'une autre, la population dominante des galaxies serait formée de galaxies lenticulaires et non de galaxies spirales. Les mécanismes invoqués ici, et qui s'avèrent être une fois de plus la clé principale de la morphologie des galaxies, sont les interactions permanentes des galaxies dans leurs amas.
Etiquette Constellation Magn. Dim.
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Remarques
NGC M
224 31 Andromède 6 71 Gal. d'Andromède
598 33 Triangle 5 13 "Pinwheel"
5194 51 Chiens de Chasse 7 348 "Whirlpool"
4579 58 Vierge 7 348 -
4303 61 Vierge 6 71 -
5055 63 Chiens de Chasse 5 13 -
4826 64 Chevelure de Bérénice 7 348 "Oeil-Noir"
3623 65 Lion 6 71 Galaxies appariées
3627 66 Lion 5 13
628 74 Poissons 7 348 -
1068 77 Baleine 6 71 -
3031 81 Grande Ourse 5 13 -
5236 83 Hydre 7 348 -
4382 85 Chevelure de Bérénice 6 71 Peut-être elliptique
4501 88 Chevelure de Bérénice 5 13 -
4569 90 Vierge 7 348 -
4736 94 Chiens de Chasse 5 13 -
3351 95 Lion 7 348 Galaxies appariées
3368 96 Lion 6 71
4192 98 Chevelure de bérénice 5 13 -
4254 99 Chevelure de Bérénice 7 348 -
4321 100 Chevelure de Bérénice 6 71 -
5457 101 Grande Ourse 5 13 -
4594 104 Vierge 7 348 Sombrero
4258 106 Chiens de Chasse 6 71 -
3556 108 Grande Ourse 5 13 -
3992 109 Grande Ourse 7 348 -
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