Comment se forment des galaxies?
Naissance des étoiles
Selon le scénario actuellement admis, confirmé par l'observation, les étoiles se forment en groupe à partir de la contraction gravitationnelle d'une nébuleuse, un nuage de gaz et de poussière, qui se fragmente en plusieurs cœurs protostellaires. Ceux-ci se contractent en leur centre en formant une étoile, tandis que la matière en périphérie se retrouve sous forme d'une enveloppe et d'un disque d'accrétion. Ce dernier disparaît généralement avec le temps, mais, entre-temps, des planètes peuvent s'y former. Orientation galactique
Les fluctuations de densité à l'échelle des amas de galaxies peuvent être liées par la gravitation, mais les fluctuations de masse ne le sont jamais. Les galaxies se forment quand les masses galactiques non liées tourbillonnent, en expansion plus rapide que l'amas en arrière-plan auquel elles sont liées. Ainsi, les galaxies en formation entrent en collision mutuelle lorsque les amas commencent à s'effondrer à nouveau. Ces collisions engendrent des chocs et des proto-galaxies de haute densité à la surface des tourbillons. Lors du nouvel effondrement des amas, le système de galaxie s'engage dans un processus violent de relaxation collective. Formation et évolution des galaxies
Selon les théories de la formation des structures, on présume que la formation des galaxies résulte de légères fluctuations quantiques dans le cadre du Big Bang. Selon une opinion majoritaire l'évolution des galaxies se serait produite en conformité avec le modèle cosmologique "Lambda-CDM". C'est-à-dire que le regroupement et la fusion des galaxies constituent leur moyen d'augmenter leur masse, et peut aussi déterminer leur forme et leur structure.
Naissance des étoiles
Au début de leur formation, les protoétoiles sont enfouies dans un environnement de gaz et de poussière (dit enveloppe) qui empêche la lumière visible de nous parvenir ; ces objets ne peuvent être observés que dans le domaine des ondes radio — et des rayons X — qui parviennent à traverser cette enveloppe (). On nomme cet état globule obscur. À mesure que l'enveloppe s'amincit () puis disparaît (), les rayonnements infrarouge (provenant notamment du disque d'accrétion) et visible (provenant de l'étoile) finissent par nous parvenir. Lorsque le disque d'accrétion s'amenuise et que s'y forment les planètes, cet excès infrarouge diminue (). Galaxie
Toutes les étoiles ne sont pas situées dans les galaxies. S'il semble établi que c'est au sein des galaxies que se forment les étoiles, celles-ci sont susceptibles d'en être expulsées, soit du fait d'interactions entre galaxies, soit du fait de rencontres rapprochées entre une étoile et un astre très massif, tel un trou noir supermassif situé au centre d'une galaxie. On observe ainsi certaines étoiles dotées d'une vitesse élevée par rapport à leur galaxie, signe qu'elles n'y sont plus liées gravitationnellement. De telles étoiles sont de ce fait appelées « étoiles en fuite ». Plusieurs représentantes de cette classe sont connues, telles SDSS J090745.0+024507 et GRO J1655-40, toutes deux en train de quitter la Voie lactée. La première est probablement issue d'une rencontre rapprochée avec le trou noir central de notre galaxie, Sgr A*, la seconde est sans doute issue d'une supernova asymétrique dont le résidu compact a été expulsé de la région où l'explosion a eu lieu. M87
Les galaxies elliptiques actives ayant une forme similaire à Messier 87 sont supposées s'être formées lors de la fusion de galaxies plus petites. Il y a peu de poussière restant pour former une nébuleuse diffuse où de nouvelles étoiles sont créées. C'est ainsi que la population stellaire est dominée par de vieilles étoiles, des étoiles de population II qui contiennent peu d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium. La forme elliptique de cette galaxie est stabilisée par les trajectoires orbitales aléatoires des étoiles qui la composent, au contraire des trajectoires stellaires orbitales ordonnées que l'on trouve dans les galaxies spirales comme la Voie lactée. Naissance des étoiles
Le scénario actuel de formation des étoiles de faible masse et de masse intermédiaire — jusqu'à quelques masses solaires, soit la grande majorité des étoiles, implique la contraction gravitationnelle d'une nébuleuse ainsi que sa fragmentation, qui crée des « cœurs protostellaires ». Au centre de ceux-ci se forme une étoile qui grossit par accrétion de la matière environnante ; un disque d'accrétion et une enveloppe circumstellaire accompagnent cette étoile. L'accrétion est accompagnée d'éjection d'une partie significative de la matière chutant sur l'étoile sous la forme de jets d'éjection polaires. Dans le disque d'accrétion se forment des corps par agrégation de poussière appelés planétésimaux. Une fois atteinte une masse critique, ces planétésimaux se mettent à leur tour à accréter la matière environnante pour former des planètes. L'accrétion sur l'étoile et les planètes ainsi que l'éjection finissent par épuiser la matière présente autour de l'étoile : celle-ci est alors « nue » et entourée d'un système planétaire. Protogalaxie
En cosmologie physique, une protogalaxie, qu'on pourrait aussi appeler une "galaxie primitive", est un nuage de gaz formé à l'intérieur d'une galaxie. On pense que le taux de formation d'étoiles, durant la période d'évolution galactique va déterminer si la forme d'une galaxie sera une spirale ou une ellipse ; une formation d'étoiles ralentie tend à générer une galaxie spirale. Des petits nuages de gaz d'une protogalaxie se transforment en étoile. le terme a été principalement utilisé dans la théorie du Big Bang. Séquence de Hubble
À partir de ces informations, les astronomes ont construit une théorie de l'évolution des galaxies qui suggère que les galaxies elliptiques sont, en fait, le résultat de collisions entre galaxies spirales et/ou irrégulières ; collisions qui dépouillent une grande partie du gaz et des poussières et distribuent de façon aléatoire les orbites des étoiles. Observateur fondamental
L'univers se révèle relativement homogène et isotrope à grande échelle (soit quelques dizaines de mégaparsecs). En dessous de cette échelle, la matière se regroupe en diverses structures telles que les galaxies ou amas de galaxies. Ces structures ne sont pas complètement statiques, mais connaissent des mouvements résultant des interactions gravitationnelles entre leurs différentes composantes. Par exemple, la Voie lactée est en interaction avec la galaxie d'Andromède et se dirige à l'heure actuelle vers celle-ci a une vitesse de 301 kilomètres par seconde. D'une manière générale, la dispersion des vitesses typique des galaxies au sein d'un amas de galaxies est de l'ordre de quelques centaines de kilomètres par seconde. Il n'est donc pas possible de définir le concept d'« immobilité » d'un observateur par rapport au mouvement général d'expansion, puisque les galaxies de son voisinage sont animées d'un mouvement propre non négligeable. Galaxie
Durant les deux milliards d'années suivantes, la matière accumulée s'installe dans le disque galactique. Une galaxie continuera d'absorber les matériaux environnants (présents dans les nuages interstellaires rapides et dans les galaxies naines) durant toute sa vie. Ces matériaux se constituent principalement d'hydrogène et d'hélium. Le cycle de naissance et de mort des étoiles augmente lentement la quantité de matériaux lourds, ce qui peut éventuellement mener à la formation de planètes. Herschel (télescope spatial)
Un des axes de recherche clés de Herschel portait sur le processus dit de feedback qui désigne la manière dont la formation d'une étoile affecte la capacité d'une galaxie à former de nouvelles étoiles. Lorsqu'une étoile est née, elle commence à émettre des radiations à la fois sous formes d'énergie et de particules. Ces deux types d'émission peuvent repousser le gaz qui se trouve aux alentours. Dans certains cas ce phénomène de compression peut à son tour la formation de nouvelles étoiles et dans d'autres cas il contribue à accroitre les turbulences dans cette région de l'espace, ce qui contribue en retour à empêcher la formation de nouvelles étoiles. Les données recueillies par Herschel démontrent que ce feedback n'est pas limité à l'environnement immédiat de l'étoile mais peut concerner l'ensemble de la galaxie. NGC 404
Le disque de gaz extérieur ainsi que la formation d'étoiles auraient été créés par une ou plusieurs fusions de galaxies avec de plus petites galaxies il y a environ un milliard d'années. NGC 404 serait possiblement une ancienne galaxie spirale qui aurait été ainsi transformée en une galaxie lenticulaire. Formation et évolution des galaxies
Olin Eggen, Donald Lynden-Bell, and Allan Sandage ont proposé en 1962 une théorie selon laquelle les galaxies à disques se forment par un effondrement monolithique de grands nuages de gaz. Lorsque le nuage s'effondre, le gaz s'établit sous la forme d'un disque en rotation rapide. Connu comme un scénario de formation vers le bas, cette théorie est assez simple, mais n'est plus aussi largement acceptée à cause des observations de l'Univers jeune qui suggèrent avec force que lors de leur formation, la croissance des objets se déroule vers le haut (i.e. de petits objets fusionnent pour en donner de plus gros). Ce sont et qui les premiers ont proposé l'idée que les galaxies se soient formées par la coalescence de géniteurs de tailles inférieures. Problème de la formation des structures
Cela peut sembler absurde, vu que ces fluctuations ont lieu dans un contexte subatomique. C'est là qu'intervient l'inflation : comme l'univers a subi une brusque expansion, (sa taille aurait augmenté d'un facteur de 10), ces petites agglomérations se sont retrouvées étirées sur des distances beaucoup plus grandes : elles ont été poussées jusqu'à l'échelle macroscopique. Causant ainsi les petits paquets de matière, qui, au fil du temps, deviendront les étoiles et les galaxies. Astronomie
L'attraction gravitationnelle a regroupé la matière en filaments, laissant ainsi d'immenses régions vides dans les lacunes. Graduellement, des organisations de gaz et de poussière ont émergé pour former les premières galaxies primitives. Au fil du temps, celles-ci ont attiré plus de matière, et se sont souvent organisées en amas de galaxies, puis en superamas. Hypothèse extraterrestre
On part du principe que si l'homme est un produit naturel de l'évolution (non créé artificiellement ou préexistant), alors des entités semblables ou plus évoluées peuvent exister en de nombreux endroits de l'Univers, compte tenu du très grand nombre d'étoiles. Il s'agit simplement de multiplier le nombre d'étoiles dans l'univers par la probabilité pour qu'elles hébergent une civilisation dans leur orbite (cette probabilité est elle-même le produit de la probabilité pour que l'étoile ait des planètes, multipliée par la probabilité pour qu'une planète soit à la bonne distance de l'étoile, et encore d'autres paramètres). L'estimation actuelle du nombre d'étoiles dans l'univers observable est de (environ cent milliards de galaxies, notre propre galaxie, la Voie lactée, contenant environ trois cents milliards d'étoiles), soit environ autant qu'il y a d'atomes dans de carbone. On donne généralement comme fourchette pour le nombre de civilisations existant probablement dans la galaxie : entre vingt et plusieurs millions. James-Webb (télescope spatial)
Il y a cinquante ans, les astronomes ignoraient que de nouvelles étoiles continuaient à se former dans l'Univers. Le processus générant des étoiles par effondrement de nuages de poussière et de gaz est encore très mal connu. Il en est de même concernant les interactions entre les jeunes étoiles, dans les régions où elles se forment (les « pouponnières d'étoiles »). Enfin, la découverte de systèmes planétaires aux caractéristiques très différentes de notre Système solaire a bouleversé les théories concernant la manière dont les planètes se forment. Grâce à sa capacité à observer dans l'infrarouge, le JWST doit contribuer à répondre aux questions suivantes : Hydrogène
Dans les conditions normales de température et de pression, comme dans la plupart des conditions qui intéressent la chimie et les sciences de la Terre, l'hydrogène est un gaz moléculaire de formule , le dihydrogène. Le dihydrogène forme aussi de vastes « nuages moléculaires » dans les galaxies, qui sont à l'origine de la formation des étoiles. Galaxie anémique
La plupart des galaxies de ce type sont présentes dans les amas de galaxies riches. Cela est d'ailleurs peut-être la cause de la transformation des galaxies spirales en galaxies anémiques. En effet, à part les galaxies spirales isolées, des études sur les galaxies spirales proches de l'amas de la Vierge ont montré que dans la plupart des cas, leurs gaz neutres et la formation des étoiles sont tronqués au sein de leur disque optique, pour certaines assez sévèrement. De plus, le taux de formation d'étoiles dans ces galaxies est plus faible que celui de celles situées à l'extérieur des amas. Cela signifierait que des processus prennent place au sein des amas de galaxies, tels l'interaction avec le milieu intra-amas entraînant une certaine et/ou l’interaction avec les galaxies voisines, qui seraient responsables de l'origine des galaxies anémiques. Cela viderait les galaxies spirales de leur gaz ou entraînerait un sursaut de formation d'étoiles qui, par la suite, les laisseraient « épuisées ». C'est ce second phénomène qui expliquerait les galaxies anémiques situées en périphérie des amas. Galaxie
Lorsqu'une concentration de galaxies contient plus d'une centaine de galaxies situées dans une zone de quelques mégaparsecs, elle est alors appelée amas. Les amas de galaxies sont souvent dominés par une galaxie elliptique géante. Avec le temps, celle-ci détruit ses satellites, qui viennent ajouter leur masse à la sienne, par le biais des forces de marée. L'amas auquel appartient le Groupe local est appelé amas de la Vierge, du nom de la constellation dans laquelle se trouve son centre. Formation et évolution des galaxies
Ces étoiles se sont ensuite rassemblées en petits groupes sous l'effet de leur propre gravité, puis en plus grands groupes, puis en groupes encore plus grands et ainsi de suite jusqu'à former des galaxies. Effondrement gravitationnel
L'effondrement gravitationnel joue un rôle fondamental dans la naissance, la mort et l'évolution d'une étoile. Il dirige la formation de plusieurs types d'étoiles : les proto-étoiles, les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs. La formation d'une étoile commence avec un nuage moléculaire géant. Il est composé de poussière et de gaz de plus d'une centaine de molécules différentes. Il y a plusieurs facteurs qui peuvent rompre l'équilibre d'un nuage moléculaire géant. Quand celui-ci passe dans une zone à haute densité, cette région froide stabilise le nuage. Le nuage subit alors une force de compression, ce qui rompt la stabilité et augmente la température et la pression. Cette action cause l'effondrement gravitationnel. Naissance des étoiles
La formation stellaire est un domaine qui suscite l'intérêt, non seulement en raison des phénomènes complexes et mystérieux qui s'y déroulent comme l'accrétion et l'éjection de matière ou l'émission de rayons X, mais aussi parce qu'elle est liée à la « question des origines » : la compréhension de la genèse des étoiles et de leurs systèmes planétaires nous renseignent sur l'histoire du système solaire, et sur la chimie primitive qui eut lieu lors de la formation de la Terre et de l'apparition de la vie. Galaxie anémique
Les galaxies anémiques présentent un faible contraste entre leurs bras spiraux et leur disque ainsi qu'une faible quantité et densité d'hydrogène atomique neutre, qui est la matière première pour la naissance des étoiles. Elle possède des couleurs plus rouge avec une région d'hydrogène ionisé plus faible qu'une galaxie spirale normale, et ainsi une plus faible production d'étoiles. Galaxie
Les collisions se produisent lorsque deux galaxies passent directement l'une à travers l'autre et ont un moment angulaire relatif suffisant pour ne pas fusionner. Les étoiles de ces galaxies en interactions subiront la traversée sans entrer en collision les unes avec les autres. Cependant, le gaz et la poussière présents dans les deux galaxies interagiront. Cela peut déclencher un sursaut de formation d'étoiles car le milieu interstellaire a été dérangé et compressé. Une collision peut sévèrement distordre les deux galaxies, formant des structures s'apparentant à des barres, des anneaux, ou des longues queues. Dynamique stellaire
Notre galaxie se serait formée à partir d’un matériau primordial contenu dans un volume beaucoup plus étendu que son volume actuel. Les deux composants majeurs de la galaxie, la composante sphéroïdale et le disque, auraient été formés par des processus différents. Astronomie
Une galaxie active est une structure dont une partie significative de l'énergie qu'elle émet ne provient pas de ses étoiles, de son gaz ou de sa poussière. Ce type de galaxie est alimenté par une région compacte en son noyau, généralement grâce à un trou noir supermassif, pense-t-on, qui émettrait des radiations grâce aux matériaux qu'il avale. Astronomie
Une étoile se forme dans des régions denses de poussières et de gaz, connues sous le nom de nuages moléculaires géants. Lorsqu'ils sont déstabilisés, les fragments peuvent s'effondrer sous l'influence de la gravité pour former une protoétoile. Une région suffisamment dense et chaude provoquera une fusion nucléaire, créant ainsi une étoile de la séquence principale. Fusion de galaxies
Les fusions de galaxies sont le lieu de formation de nombreuses étoiles. Le taux de formation d'étoiles lors d'un fusion majeure peut atteindre des milliers de masses solaires chaque année, selon le contenu en gaz et le décalage vers le rouge de chaque galaxie. Le taux de formation d'étoiles d'une fusion typique est d'environ . En comparaison, le taux de formation dans la Voie lactée est de l'ordre de deux par année. SPHEREx
L'objectif principal de SPHEREx est de tester un des aspects de la théorie de l'inflation cosmique, événement à l'origine de notre Univers qui s'est produit il y a 13,8 milliards d'années immédiatement après le Big Bang. Cet événement est le point de départ de la création des grandes structures telles que les galaxies, les amas de galaxies… Selon la principale théorie en vigueur ces structures résultent de très petites fluctuations des caractéristiques de la matière avant l'inflation cosmique qui sont distribuées selon un champ gaussien aléatoire. En observant des centaines de millions de galaxies de l'Univers observable en infrarouge proche, SPHEREx permet de dresser une carte tridimensionnelle de la distribution de ces grandes structures qui doivent être le reflet de cette origine. Pour réaliser cet objectif SPHEREx réalise des images de l'ensemble du ciel en 6 mois. La mission d'une durée de 2 ans doit permettre de réaliser plus de 4 images complètes du ciel. Formation et évolution des galaxies
Dans le Groupe Local, la Voie lactée et la Galaxie d'Andromède (M31) sont liées gravitationnellement. Elles s'approchent actuellement l'une de l'autre à grande vitesse. Si les deux galaxies se rencontrent effectivement, chacune passera à travers l'autre. La gravité leur apportera à toutes deux de sévères déformations, et elles éjecteront du gaz, de la poussière et des étoiles dans l'espace intergalactique. Elles s'éloigneront alors l'une de l'autre, ralentiront et s'élanceront à nouveau l'une vers l'autre pour une nouvelle collision. Finalement, après répétition d'un nombre variable de ces épisodes, elles fusionneront complètement, à l'exception de quelques bandes de gaz et de poussières qui flotteront dans l'espace proche de la galaxie elliptique géante nouvellement formée. M31 est réellement très distordue : les bords sont gondolés. C'est probablement dû aux interactions avec ses propres compagnons galactiques, ainsi qu'à des fusions possibles avec des galaxies naines de formes sphéroïdales dans un passé récent, dont les rémanents sont encore visibles dans le disque de la galaxie. Orientation galactique
Le modèle de la crêpe prédit que les vecteurs spinaux des galaxies tendent à s'aligner dans le plan de l'amas. Dans le scénario de la crêpe, la formation des amas s'est produite en premier, et a été suivie par leur fragmentation en galaxies du fait des fluctuations adiabatiques. selon la théorie de l'instabilité gravitationnelle non-linéaire, la croissance de petites inhomogénéités conduit à la formation de faibles et denses condensations gazeuses qui l'on appelle des 'crêpes'. Ces condensations sont comprimées et chauffées à hautes températures par des ondes de chocs qui conduisent à leur fragmentation en nuages de gaz. Puis l'agglutination de ces nuages résulte en la formation des galaxies et de leurs amas. Modèle standard de la cosmologie
L'univers actuel comporte un grand nombre de structures comme les étoiles, les galaxies, les amas de galaxies et les superamas de galaxies : à grande échelle, il est homogène, mais est plutôt irrégulier à petite échelle. L'observation de l'univers ans après le Big Bang, par l'intermédiaire du fond diffus cosmologique montre par contre que l'univers était à cette époque bien plus homogène qu'il ne l'est aujourd'hui. Le mécanisme d'instabilité gravitationnelle permet d'expliquer que les objets astrophysiques puissent éventuellement se former à partir d'une répartition de matière initialement peu inhomogène, l'effet attractif de la gravité ayant tendance à aider des régions plus denses que leur environnement à attirer la matière voisine. C'est donc progressivement que les grandes structures de l'univers se sont formées. Les détails de ce processus de formation des grandes structures dépend par contre de nombreux paramètres, en particulier les propriétés des formes de matière qui emplissent l'univers. Herschel (télescope spatial)
Les galaxies ultra-lumineuses en infrarouge (ULIRGS), découvertes par le télescope spatial IRAS et étudiées par ISO, sont des galaxies dont la luminosité est milliards de fois plus intense que celle du Soleil. Elles résultent de la fusion de galaxies et sont beaucoup plus brillantes dans l'infrarouge qu'en lumière visible. Toutes les observations effectuées par Herschel de galaxies présentant un taux exceptionnel de formation d'étoiles, montrent que celles-ci sont le siège de tempêtes de gaz moléculaires. Ces dernières sont attribuées à l'intense émission de lumière et de particules de jeunes étoiles ou aux ondes de choc produites par l'explosion d'étoiles massives présentes dans les pouponnières d'étoiles ou à des trous noirs supermassifs. Quels que soient leur mode de formation, ces vents sont d'une puissance immense. Les plus rapides d'entre eux ont une vitesse de kilomètres par seconde et sont capables d'arracher à leur galaxie fois la masse du Soleil chaque année. Si ce processus n'est pas bloqué, il peut épuiser le matériau présent dans la galaxie et permettant la formation des étoiles en seulement quelques dizaines de millions d'années soit un laps de temps très court dans la vie d'une galaxie. Galaxie à sursauts de formation d'étoiles
Classifier la catégorie des starbursts en différentes sous-catégories n'est pas facile parce que les galaxies à starburst ne présentent pas de spécificités communes. Les sursauts d'étoiles peuvent se produire dans le disque galactique, alors que les galaxies irrégulières montrent souvent des « nœuds » de starbursts, répandus çà et là dans la galaxie. Cependant certains sous-types de starbursts sont actuellement discutés par les astronomes :Tout d'abord, une starburst galaxie doit avoir une grande réserve de gaz afin de former des étoiles. Le sursaut en lui-même peut être déclenché par l'approche d'une autre galaxie (comme c'est le cas avec M81/M82), par la collision avec une autre galaxie (comme les Antennes), ou encore par un processus quelconque attirant de la matière vers le centre de la galaxie (comme une barre stellaire). Formation et évolution du Système solaire
Les planètes gazeuses géantes, nommément Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, se forment plus à l'extérieur, par-delà la ligne des glaces (aussi appelée « ligne de gel »). Cette ligne désigne la limite, entre les orbites de Mars et de Jupiter, où la matière est suffisamment froide pour que ses composés de glace volatile restent à l'état solide. Les glaces qui forment les géantes gazeuses sont plus abondantes que les métaux et les silicates qui forment les planètes telluriques. Ceci permet aux géantes de devenir suffisamment massives pour qu'elles finissent par capturer l'hydrogène et l'hélium, les plus légers mais aussi les plus abondants des éléments de l'Univers. Les planétésimaux formés par-delà la ligne des glaces accumulent jusqu'à plus de quatre masses terrestres sur une période de trois millions d'années. Aujourd'hui, les quatre géantes gazeuses totalisent quasiment 99 % de toute la masse orbitant autour du Soleil. Les astrophysiciens pensent que ce n'est pas par hasard si Jupiter se trouve juste au-delà de la ligne des glaces. La ligne des glaces accumulerait alors de grosses quantités d'eau par évaporation de glace en chute depuis les régions extérieures. Cela créérait une région de faible pression qui faciliterait l'accélération des particules en orbite à la frontière de cette ligne et interromperait leurs mouvements vers le Soleil. En effet, la ligne des glaces agit comme une barrière qui cause l'accumulation rapide de matériel à ~5 unités astronomiques du Soleil. Cet excès de matériel se fond en un large embryon d'environ dix masses terrestres, qui commence alors à grossir rapidement en engloutissant l'hydrogène présent dans le disque alentour. L'embryon atteint alors 150 masses terrestres en seulement , jusqu'à atteindre sa masse nominale, 318 fois celle de la Terre. La masse significativement plus réduite de Saturne s'expliquerait par le fait qu'elle se serait formée quelques millions d'années après Jupiter, alors qu'il y avait moins de gaz disponible dans son environnement. Planète
Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions » sont particulièrement denses (plus de ) et froides (typiquement 10 à ) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à et presque vides avec ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel. Galaxie
L'étude de la formation et de l'évolution galactique permet d'esquisser des réponses aux questions concernant l'évolution des galaxies à travers l'histoire de l'univers. Dans ce domaine, quelques théories sont devenues largement acceptées, mais c'est encore un champ très actif de l'astrophysique. Des travaux récents laissent penser que les premières galaxies se seraient formées plus tôt que prévu (une galaxie lointaine contenant des étoiles âgées de 750 millions d'années se serait ainsi formée 200 millions d'années environ après le Big Bang). Galaxie à sursauts de formation d'étoiles
L'étude des galaxies starburst proches peut nous aider à en savoir plus sur l'histoire de la formation et sur l'évolution de la galaxie. Un grand nombre de galaxies lointaines observées (dans le champ profond de Hubble, par exemple) sont du type starburst, mais sont trop distantes pour une étude approfondie. L'observation d'exemples proches et l'extrapolation de leurs caractéristiques peut donner une idée de ce qui se passait dans l'Univers lorsque celui-ci était plus jeune, comme la lumière qui nous parvient de ces galaxies est antérieure au moment présent (voir redshift). Toutefois, les galaxies starburst semblent être rares dans l'univers local, et plus communes dans des zones plus lointaines — indiquant qu'il y en avait plusieurs, il y a 1 milliard d'années. Toutes les galaxies étaient en effet plus proches, et par conséquent, elles étaient plus sujettes à des interactions gravitationnelles. Hypothèse de la nébuleuse
Selon l'hypothèse de la nébuleuse, les étoiles se forment dans des nuages très massifs et denses d'hydrogène moléculaire – des nuages moléculaires géants. Ces nuages sont gravitationnellement instables et la matière qui s'y amalgame se regroupe en petits amas plus denses, qui à leur tour tournent, s'effondrent, et forment des étoiles. La formation des étoiles est un processus complexe qui produit toujours un disque protoplanétaire gazeux autour de la jeune étoile. Ce processus peut éventuellement donner naissance à des planètes dans certaines circonstances qui ne sont pas encore très bien connues. La formation des systèmes planétaires est donc considérée comme étant un résultat naturel de la formation des étoiles. Fusion de galaxies
Pendant la fusion, les étoiles et la matière noire dans les galaxies impliquées sont de plus en plus affectées au fur et à mesure que l'autre galaxie approche. Vers la fin du processus de fusion, le potentiel gravitationnel et la forme de la galaxie commencent à changer si rapidement que les orbites des étoiles sont grandement affectées. Ce processus est appelé ". De ce fait, si deux galaxies à disque entrent en collision, les orbites des étoiles ne suivront plus le disque de façon plane. Lors de la fusion, le mouvement ordonné est transformé et les étoiles de la galaxie résultante orbitent de façon aléatoire et complexe, dans une forme de déplacements semblables à ceux observés dans les galaxies elliptiques. Planck (télescope spatial)
Les premières galaxies se forment à la fin des âges sombres, il y a environ 13 milliards d'années. Le rayonnement émis par ces objets puis par les générations de galaxies suivantes forme un fond diffus, c'est-à-dire que les sources ne peuvent être identifiées précisément. Le maximum d'intensité du rayonnement se situe dans l'infrarouge. Ce fond diffus a une double origine : lumière émise directement par les étoiles (fond optique) et émission des nuages de poussière à la suite de l'échauffement de ceux-ci par le rayonnement des étoiles. Son observation permet de reconstituer l'histoire de la naissance des étoiles et de la formation et de l'évolution des galaxies. Formation et évolution des galaxies
Le modèle de formation de galaxies Lambda-CDM fournit des prédictions insuffisantes pour les disques fins de galaxies dans l'Univers. La raison en est que ces modèles de formations de galaxies prédisent un grand nombre de fusions. Si une galaxie à disque fusionne avec une galaxie de masse comparable (au moins 15 % de sa propre masse), la fusion va vraisemblablement détruire, ou au moins considérablement détériorer le disque, en sorte que la galaxie résultante aura peu de chance d'être munie d'un disque. Bien que ce point demeure un problème en souffrance pour les astronomes, il ne signifie pas nécessairement que ce modèle ΛCDM soit complètement erroné. Il nécessite plus probablement d'être encore affiné, permettant de reproduire avec précision la population des galaxies observées dans l'Univers. Formation et évolution des galaxies
Les astronomes voient maintenant les galaxies elliptiques comme les systèmes les plus évolués de l'Univers. Que le moteur principal de l'évolution des galaxies elliptiques soit la fusion avec des galaxies de tailles inférieures est une idée maintenant largement acceptée. Ces fusions peuvent être extrêmement violentes ; les galaxies se télescopent souvent à des vitesses de (soit de l'ordre de ). Étoile
Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles). Galaxie spirale
La forme d'une galaxie spirale découle intuitivement de l'exercice des forces de gravitation (avec la forme familière d'un tourbillon autour d'un attracteur central). Pour autant celle des "spirales barrées" a longtemps intrigué les astronomes. Des simulations sur ordinateur suggèrent que la forme de "spirale barrée" apparaît assez facilement lors du croisement de deux galaxies (qui entraîne assez peu de collisions, la densité moyenne des galaxies étant plus faible que celle de la fumée de cigarette). Un croisement de ce type est prévu entre notre galaxie et celle d'Andromède dans quatre milliards d'années, sans que l'on ne sache prédire aujourd'hui s'il donnera un résultat du même genre. Nuage moléculaire
À notre connaissance, dans l'univers actuel, la création des étoiles se produit exclusivement dans les nuages moléculaires. C'est une conséquence normale de leurs basses températures, de leur densités relativement élevées et de l'observation que les grands nuages où se forment les étoiles sont fortement confinés par leur propre gravité (comme les étoiles, les planètes et les galaxies) plutôt que par une pression externe (comme les nuages dans le ciel). La preuve vient du fait que les vitesses des turbulences déduites par la largeur des raies de CO varient de la même manière que leur vitesse orbitale (cf. théorème du viriel). Galaxie
Une galaxie est un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières, de vide et peut-être essentiellement de matière noire, contenant parfois un trou noir supermassif en son centre. NGC 3597
Mais avant que cette inactivité ne s'installe, certaines galaxies plus récentes connaissent une dernière poussée de jeunesse comme c'est le cas pour NGC 3597. Des galaxies peuvent entrer en collision, se briser et regrouper la matière disponible, gaz et poussière, et ainsi déclencher de nouveaux cycles de formation d'étoiles. Une partie de la matière mise en commun peut aussi se retrouver dans des poches denses que l'on nomme des amas proto-globulaires. Ces poches continueront de s'effondrer sous l'effet de leur propre gravité et ils finiront par donner naissance à des amas globulaires refermant des millions d'étoiles. On en retrouve des dizaines dans NGC 3597. Effondrement gravitationnel
Il se produit lorsque toutes les forces de pression ne peuvent plus compenser cette attraction et maintenir un équilibre : l'astre « s'effondre » sur lui-même. L'effondrement gravitationnel est l'une des étapes de l'évolution des étoiles, à la fois au début et vers la fin de leur vie. C'est en effet par effondrement gravitationnel d'une masse de gaz que se forment les étoiles. Galaxie
La première étude non-visuelle des galaxies, en particulier des galaxies actives, fut faite en ondes radio. L'atmosphère est en effet presque transparente aux ondes radio situées entre et (l'ionosphère terrestre bloque le signal en dessous de cette plage). De grands interféromètres radio ont été utilisés pour cartographier les jets émis par les galaxies actives. Les radiotélescopes peuvent aussi être utilisés pour observer l'hydrogène neutre (via la raie à 21 centimètres), incluant potentiellement, la matière non-ionisée des débuts de l'univers qui forma les galaxies en s'effondrant. Bulles de Fermi
Une autre hypothèse suggère que les bulles seraient le résultat des gaz expulsés lors d'un sursaut de formation d'étoiles. Le rayonnement gamma émis par les bulles de Fermi serait formé par l'explosion de nombreuses étoiles massives peu de temps après leur formation. Les sursauts de formation d'étoiles induisent des vents galactiques avec l'énergie rejetée par les explosions des supernovas et par les vents stellaires qui suivent le sursaut. Ces explosions engendreraient des jets de gaz accélérés qui serait l'origine des rayonnements gamma. Ce phénomène a été observé dans d'autres galaxies. Amas de galaxies
Outre des galaxies, un amas galactique contient du gaz très chaud (entre 10 et ) et très ténu (faible densité généralement comprise entre 10 et 10 particules par cm), qui émet des rayons X via le processus de rayonnement continu de freinage. Il semble que ce gaz soit d’origine primordiale mais la présence de fer montre qu’il y a eu contamination ultérieure. Cette contamination provient en grande partie de l'explosion en supernovae des étoiles présentes dans les galaxies hôtes de l'amas. Les vieilles étoiles, riches en éléments lourds, disséminent en explosant ces éléments dans le milieu interstellaire, puis intra-amas. Voie lactée
Dans son "Opera philosophica & mineralia" (1734), le philosophe suédois Emanuel Swedenborg avance que les galaxies sont des univers-îles. En 1750, l'astronome Thomas Wright, dans son ouvrage "An Original Theory or New Hypothesis of the Universe", étudie la structure de la Galaxie et imagine qu’elle forme un nuage aplati, disque parsemé d’étoiles parmi lesquelles se trouve le Soleil. L’apparence de la Voie lactée est , écrit-il. Le philosophe Jean-Henri Lambert parvient à des conclusions identiques en 1761. Dans un traité de 1755, le philosophe Emmanuel Kant, s'appuyant sur les travaux de Wright, spécule correctement que la Voie lactée pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre immense d'étoiles retenues par la gravitation, de la même façon que le Soleil retient les planètes du Système solaire, mais à une échelle nettement plus vaste. Le disque d'étoiles ainsi formé serait observé comme une bande dans le ciel depuis la Terre (qui se trouve à l'intérieur du disque). Il conjecture aussi que des nébuleuses, visibles dans le ciel nocturne, seraient des « galaxies » semblables à la nôtre. Il qualifie la Voie lactée et les « nébuleuses extragalactiques » d'« univers-îles ». Dans son "Exposition du système du monde", ouvrage de vulgarisation publié en 1796, Pierre-Simon de Laplace fait l'hypothèse que de . Galaxie à sursauts de formation d'étoiles
Des données observationnelles ont démontré depuis longtemps qu'il existe souvent un sursaut du disque de formation d'étoiles dans les paires de galaxies en train de fusionner. On croit également que les interactions entre galaxies qui ne fusionnent pas forcément peuvent déclencher des modes de rotation instables qui entrainent le gaz vers le noyau galactique, provoquant des sursauts de formation d'étoiles dans cette zone. Formation et évolution des galaxies
Pendant une certaine durée après le Big Bang, l'Univers s'est trouvé dans un remarquable état d'homogénéité, comme le montre l'observation du fond diffus cosmologique, ou CMB (pour l'anglais "Cosmic Microwave Background"). Ses fluctuations varient en effet de moins d'une partie pour cent mille. Il n'y avait pas ou peu de structures dans l'Univers, et donc pas de galaxies. On doit alors se demander comment l'univers uniformément réparti du CMB a pu devenir l'univers agglutiné que nous voyons aujourd'hui. Galaxie petit pois
En mai 2015, les auteurs Alaina Henry, Claudia Scarlata, Crystal Martin et Dawn Erb ont publié un article titré . Le but de ces travaux était de comprendre pourquoi certaines galaxies produisent des émissions Lyman-alpha (Ly α), alors que d'autres n'en produisent pas. De très nombreuses conditions physiques régulent l'émission de ce type de spectre, par conséquent connaître les caractéristiques de cette émission est fondamental pour comprendre comment les galaxies se forment et comment elles impactent leur environnement intergalactique. Étoile
Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme "" sphérique, constitué essentiellement de plasma et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée. Naissance des étoiles
L'observation des étoiles de notre environnement proche indique que la plupart sont des étoiles de faible masse, inférieure à celle du Soleil, tandis que les étoiles massives sont rares. La répartition en masse des étoiles formées s'appelle la fonction de masse initiale et constitue un domaine de recherche actif en astrophysique : l'observation dans différents amas de notre Galaxie ainsi que dans des amas extragalactiques (notamment dans les nuages de Magellan) tend à indiquer que cette distribution est universelle et suit la loi de Salpeter : le nombre d'étoiles formées entre les masses formula_1 et formula_2 est proportionnel à formula_3. Galaxie
Les galaxies spirales forment la classe la plus emblématique des galaxies. Elles sont faites d'un disque en rotation et composé d'étoiles et de milieu interstellaire, avec un bulbe central d'étoiles généralement plus anciennes. De ce bulbe émergent des bras relativement brillants. Dans le schéma de classification de Hubble, les galaxies spirales correspondent au type "S", suivi d'une lettre ("a", "b", ou "c"), qui indique le degré d'enroulement des bras spiraux ainsi que la taille du bulbe central. Une galaxie "Sa" est dotée de bras relativement mal définis et possède une région centrale relativement importante. En revanche, une galaxie "Sc" possède des bras très ouverts et bien tracés ainsi qu'un bulbe de petite taille. Étoile
Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie. Astronomie infrarouge
L'aspect du ciel en infrarouge est très différent de celui que révèle la lumière visible. Les étoiles se forment dans de grands nuages denses où le gaz est intimement mêlé à des grains de poussières. Ces nuages sont complètement opaques à la lumière visible : sur des cartes du ciel ordinaires, ils apparaissent sous l'aspect de grandes taches sombres. En infrarouge, au contraire, ce sont des régions très brillantes. Le rayonnement des étoiles en formation est absorbé par les poussières, qui, ainsi chauffées, émettent dans l'infrarouge. On peut aussi observer directement les étoiles en formation grâce à leur rayonnement infrarouge propre et mesurer le taux de formation d'étoiles d'une galaxie en fonction de sa luminosité dans l'infrarouge. Étoile
Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire. Galaxie
Les galaxies en tant que systèmes stellaires de grande taille ont été mises en évidence dans le courant des années 1920, principalement par l'astronome américain Edwin Hubble, bien que des premières données indiquant ce fait remontent à 1914. Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux : elliptiques, spirales, irrégulières. Une description plus étendue des types de galaxies a été donnée à la même époque par Hubble et est depuis nommée séquence de Hubble. Galaxie spirale de grand style
Les modèles les plus utilisés pour expliquer la formation et la structure des galaxies spirales de grand style sont ceux faisant intervenir la ". Selon ces derniers, les bras spiraux sont créés à l'intérieur d'ondes de densité tournant autour de la galaxie à des vitesses différentes de celles des étoiles du disque. Les étoiles sont prises dans ces ondes par attraction gravitationnelle, bien que leur position dans un bras spiral spécifique ne soit pas nécessairement permanente. Histoire de l'Univers
Un grand volume de matière s'effondre et forme une galaxie. Les étoiles de population II, les premières à se former lors de ce processus, sont suivies ultérieurement par des étoiles de population I. Galaxie
La distance moyenne séparant les galaxies dans un amas est relativement petite. Par conséquent, les interactions entre galaxies sont assez fréquentes, et jouent un rôle important dans leur évolution. Lorsque deux galaxies se manquent de peu, elles subissent néanmoins des déformations dues à la force de marée, et peuvent échanger une certaine quantité de gaz et de poussière. Système planétaire
Ce scénario de formation ne semble pas valide dans les cas de planètes de pulsar puisque ces derniers sont formés par des supernovae et qu'un système planétaire ne pourrait possiblement pas survivre à une telle explosion. Les planètes s'évaporeraient, seraient expulsées hors de leur orbite par les masses de gaz provenant de l'étoile qui explose ou s'échapperaient du champ gravitationnel de cette étoile centrale à cause de la soudaine perte de la majorité de la masse de cette dernière. Une hypothèse est que les planètes de pulsar pourraient se créer à partir du disque d'accrétion entourant un pulsar. Galaxie
Une galaxie typique comme la Voie lactée comprend quelques centaines de milliards d'étoiles et a une taille de l'ordre de (une année-lumière équivaut à environ ). De façon remarquable, ces chiffres peuvent s'exprimer uniquement en termes de diverses constantes fondamentales. Plus précisément, un raisonnement simple permet de relier la taille d'une galaxie au phénomène d'instabilité gravitationnelle qui voit un objet plus dense que le milieu ambiant se contracter sous certaines conditions du fait de son propre champ gravitationnel. Ceci se produit essentiellement quand un objet se refroidit brutalement, auquel cas sa pression baisse brutalement et ne peut plus contrer l'effet attractif de la gravité. Dans ce contexte, on prédit que la masse "M" et la taille "R" d'une galaxie sont vraisemblablement de l'ordre de : où formula_3 et formula_4 représentent respectivement la constante de structure fine (électromagnétique) et la constante de structure fine gravitationnelle, et formula_5 et formula_6 la masse du proton et de l'électron, respectivement. Gaia (satellite)
De manière plus générale, "Gaia" va permettre, pour la première fois, de confronter les modèles de formation des galaxies les plus lumineuses, telle que la Voie lactée, avec des données quantitatives significatives. Celles-ci permettront de reconstituer l'histoire de la formation des étoiles et la distribution de l'abondance en éléments chimiques, qui permettent de déduire l'histoire de l'accrétion des gaz et la cinématique des astres. Ces trois processus sont à l'origine de la formation des galaxies. "Gaia" doit permettre ainsi de répondre à des questions telles que : est-ce que les grandes galaxies résultent de la fusion de plusieurs petites galaxies ? Est-ce que la formation des étoiles débute dans un puits gravitationnel dans lequel la majeure partie du gaz qui va les constituer s'est déjà accumulé ? Comment et quand se forme le bulbe galactique ? Définition des planètes
Cependant, il est aussi possible que ces « planètes flottantes libres » puissent s'être formées de la même manière que les étoiles. La différence matérielle entre une étoile de faible masse et une grosse géante gazeuse n'est pas nette ; à part la taille et la température relative, il y a peu de choses qui séparent une géante gazeuse comme Jupiter de son étoile-hôte. Toutes deux ont des compositions globales similaires : hydrogène et hélium, avec des traces d'éléments chimiques plus lourds dans leurs atmosphères. La différence généralement acceptée porte sur la formation. Les étoiles sont réputées avoir été formées « du sommet vers le bas » (à partir du gaz d'un nuage, lorsqu'elles engagèrent le processus d'effondrement gravitationnel, et ainsi seraient composées presque entièrement d'hydrogène et d'hélium), alors que les planètes sont supposées avoir été formées « du bas vers le haut » (à partir de la poussière et du gaz en orbite autour de la jeune étoile, et ainsi auraient des cœurs de silicates ou de glaces. À ce jour la possession de tels cœurs par les géantes gazeuse n'est pas certaine. S'il est effectivement possible qu'une géante gazeuse puisse se former comme le font les étoiles, alors ceci soulève la question de savoir si un tel objet, même un aussi familier que Jupiter ou Saturne devrait être considérée comme une étoile de faible masse en orbite plutôt qu'une planète. Problème de la formation des structures
En réalité, durant les premiers instants de l'univers, celui-ci n'était pas parfaitement homogène : il y avait des minuscules zones où la densité de matière étaient légèrement plus élevée qu'ailleurs. Ensuite, grâce à la gravité, ces petites zones se sont agrandies de plus en plus, pour former des amas de matière plus grands, qui eux-mêmes se grouperont, formant des amas encore plus grands, et ainsi de suite. Au fil de l'histoire, ces amas deviendront les étoiles, les galaxies, "et cetera", jusqu'à donner l'univers que nous connaissons aujourd'hui. Région HII
La raison qui fait qu'aucune région HII n'est observée dans les galaxies elliptiques tient à la façon dont ces galaxies sont créées, par fusion de plusieurs galaxies entre elles. Lorsque deux galaxies entrent en collision, les étoiles individuelles qui les composent n'entrent quasiment jamais en contact (la densité d'étoiles à l'intérieur d'une galaxie est somme toute relativement faible), mais les nuages moléculaires géants et les régions HII sont eux sérieusement agités, notamment à cause des forces gravitationnelles. Dans ces conditions, un très grand nombre d'étoiles se forme, si rapidement que la plus grosse partie du gaz est transformée en étoiles ("au lieu des 10 % évoqués au chapitre #Formation et évolution"). La galaxie elliptique résultant de cette fusion ne contient plus que très peu de gaz, et les régions HII ne peuvent donc plus se former. Galaxie
Groupes, amas et superamas ne sont pas des structures figées. Les galaxies qui les composent interagissent entre elles, et sont susceptibles de fusionner. D'autres galaxies peuvent y naître à partir de la matière présente non encore condensée en galaxies. Galaxie
Les télescopes à ultraviolet permettent de mieux mettre en évidence les étoiles chaudes, souvent massives et de durée de vie limitée, mettant ainsi en évidence le phénomène de formation d'étoiles dans les galaxies. Dans le domaine des rayons X, on observe la matière beaucoup plus chaude, notamment la distribution du gaz chaud au sein des amas de galaxies, ainsi que des phénomènes énergétiques au sein du cœur des galaxies où se trouve souvent un trou noir supermassif dont la présence est entre autres trahie par l'existence de volutes de gaz très chaud en train d'être englouties par le trou noir central. Astronomie
Les planètes ont été formées par un disque protoplanétaire qui entourait le Soleil lorsqu'il venait de se former. Grâce à un processus combinant attraction gravitationnelle, collision, et accrétion, le disque forma des amalgames de matières qui allaient devenir, avec le temps, des protoplanètes. À ce moment-là, la pression de radiation du vent solaire a expulsé la majorité de la matière qui ne s'était pas assemblée, et seules les planètes munies d'une masse suffisante purent retenir leur atmosphère gazeuse. Les planètes ont continué d'éjecter la matière restante durant une période d'intense bombardement météoritique, comme en témoignent les nombreux cratères trouvés, entre autres, sur la Lune. Durant cette période, quelques protoplanètes ont pu entrer en collision, et selon l'hypothèse majeure, c'est ainsi que la Lune fut formée. Amas de galaxies
Ces amas se caractérisent par leur forme spécifique (sphérique, symétrique ou quelconque), ainsi que par la répartition et leurs nombres de galaxies (jusqu'à plusieurs milliers). Ils se sont formés il y a 10 milliards d'années et plus. Ces amas peuvent eux-mêmes s'associer en groupes plus grands pour former des superamas. Galaxie à anneau polaire
Une galaxie à anneau polaire est un type de galaxie dans laquelle un anneau de gaz et d'étoiles tourne autour des pôles d'une galaxie hôte. On pense que ces anneaux se forment lorsque deux galaxies interagissent gravitationnellement. Une possibilité est que de la matière est déplacée par effet de marée, du fait du passage d'une autre galaxie, pour former un anneau. L'autre possibilité est qu'une petite galaxie percute une galaxie plus grande, orthogonalement au plan de rotation de cette dernière. Orientation galactique
Le modèle du Vortex primordial prédit que les vecteurs de spin des galaxies se distribuent d'abord selon la perpendiculaire au plan de l'amas. Le vortex primordial est baptisé "scénario descendant". On l'appelle parfois également "modèle des turbulences". Dans le scénario des turbulences, les premiers proto-amas en rotation et aplatis se sont formés du fait du vortex cosmique dans l'univers initial. Les fluctuations de densité et de pression qui s'en sont suivies ont causé la formation des galaxies. Galaxie satellite
Des galaxies qui se rapprochent peuvent entrer en collision. Étant donné que les étoiles sont séparées, typiquement, par des espaces vides de plusieurs années-lumière, les objets massifs qui composent ces galaxies n'en viennent pas pour autant à se heurter ou à interagir fortement. Cependant, en les considérant comme de larges regroupements formant une unité apparente à grande échelle, les galaxies peuvent fusionner ou voir leur structure profondément remaniée. Chacune peut également attirer dans son propre cortège des étoiles provenant de l'autre galaxie, ce qui les rend éventuellement difficile à délimiter. Formation et évolution des galaxies
Les astronomes ne connaissent pas actuellement la nature du processus qui arrête la contraction. En fait les théories de formation des galaxies à disque ne réussissent pas à reproduire la vitesse de rotation et la taille des disques de galaxies. On a suggéré que le rayonnement provenant d'étoiles brillantes de formation récente, ou bien d'un noyau actif de galaxie, pouvait ralentir la contraction d'un disque en formation. On a aussi suggéré que le halo de matière noire peut étirer la galaxie, arrêtant ainsi la contraction. Galaxie spirale
Les galaxies spirales sont des entités très dynamiques : elles sont notamment le lieu de formation des étoiles. Leur disque contient beaucoup de jeunes étoiles, les étoiles plus anciennes tendant à occuper plutôt leur renflement central, alors que le halo diffus est constitué des étoiles les plus vieilles. Les étoiles se forment à partir de concentrations du milieu interstellaire qui ne s'opèrent que dans le disque galactique. Leur diamètre se situe généralement entre 20 et 60 kiloparsecs (soit entre ~50 000 à ~200 000 al), et leur masse se situe entre 10 et 10 masses solaires. Évolution stellaire
Les étoiles se forment à partir de nuages interstellaires qui se contractent sous l'effet de la gravitation. Lorsque l'étoile en formation est suffisamment dense, la pression qui règne au cœur déclenche les premières réactions de fusion : on parle alors de proto-étoiles. Ces proto-étoiles naissent généralement dans des nuages capables de former des centaines d'étoiles en même temps (voir par exemple la nébuleuse d'Orion). Cosmologie
Les ordres de grandeurs augmentent considérablement si l'on regarde la période de révolution du Soleil autour du centre galactique : elle est d'environ 200 millions d'années. Les étoiles ne sont pas des objets immuables. Elles se forment, se mettent à briller, puis s'éteignent faute de combustible nucléaire en leur sein. L'âge du Soleil est d'environ 4,5 milliards d'années. Les étoiles les plus vieilles de notre galaxie ont environ 10 milliards d'années. C'est aussi l'âge de notre galaxie. Les galaxies aussi naissent à partir d'immenses nuages de gaz. L'univers lui-même tel que nous le connaissons n'est pas éternel. Il est issu d'une phase extrêmement dense et chaude, le Big Bang, qui s'est produit il y a environ 13,819 milliards d'années. Astronomie
Comme son nom l'indique, une galaxie elliptique a la forme d'une ellipse. Ses étoiles se déplacent sur une orbite choisie au hasard sans aucune direction préférée. Ces galaxies ne contiennent que peu ou pas de gaz interstellaire, peu de régions de formation d'étoiles, et généralement des étoiles âgées. On trouve généralement des étoiles dans les noyaux d'amas galactiques qui peuvent se former à partir de la fusion de plus grandes galaxies. Électron
Environ un million d'années après le Big Bang, la première génération d'étoiles commence à se former. Dans une étoile, la nucléosynthèse stellaire aboutit à la production de positons par fusion de noyaux atomiques et désintégration β des noyaux ainsi produits, qui transforme l'excès de protons en neutrons. Les positons ainsi produits s'annihilent immédiatement avec les électrons, en produisant des rayons gamma. Le résultat net est une réduction constante du nombre d'électrons, et la conservation de la charge par un nombre égal de transformations de protons en neutrons. Cependant, le processus d'évolution stellaire peut aboutir à la synthèse de noyaux lourds instables, qui à leur tour peuvent subir des désintégrations β, ce qui recrée de nouveaux électrons. Un exemple en est le nucléide cobalt 60 (Co), qui se désintègre en nickel 60 (Ni). Formation et évolution des galaxies
Récemment, un grand nombre d'initiatives ont convergé pour tenter de comprendre les évènements de fusion dans l'évolution des galaxies. Notre propre galaxie, la Voie lactée a une faible galaxie satellite (la Galaxie naine elliptique du Sagittaire), actuellement en cours de dépeçage et d'absorption par la Voie lactée. On pense que ce genre d'évènement est relativement courant dans l'évolution des grandes galaxies. La Galaxie Naine du Sagittaire orbite autour de la nôtre pratiquement à angle droit par rapport au disque. Elle traverse actuellement ce disque ; des étoiles des deux galaxies sont en train d'en être arrachées à chaque passage, et elles rejoignent le halo de notre galaxie. Il existe d'autres exemples de ces évènements mineurs d'accrétion, et c'est vraisemblablement un processus continu pour de nombreuses galaxies. Des preuves de ce processus sont souvent observés sous la forme de bandes ou de courants d'étoiles s'extrayant des galaxies. Galaxie à sursauts de formation d'étoiles
À l'intérieur d'un starburst règne un environnement plutôt extrême. Les grandes quantités de gaz signifient que des étoiles très massives se forment. Ces jeunes étoiles chaudes ionisent le gaz (principalement de l'hydrogène) autour d'elles, créant ainsi des régions HII. Les groupes d'étoiles très chaudes sont des associations OB. Ces étoiles très lumineuses finiront probablement leur vie en tant que supernovae. Formation et évolution des galaxies
La théorie la mieux acceptée concernant la façon dont ces structures sont apparues veut que toutes les structures à grande échelle de l'Univers que nous observons aujourd'hui se soient formées consécutivement à l'accroissement de la fluctuation primordiale de densité. Il s'agit de changements locaux minimes de la densité de l'univers initial, alors confiné dans un volume réduit. Au fur et à mesure du refroidissement de l'Univers, des agrégats de matière noire ont commencé à se condenser, puis, à l'intérieur, du gaz a commencé sa condensation. Les fluctuations primordiales ont attiré par gravitation le gaz et la matière noire vers les zones les plus denses, ce qui a engendré les graines de ce qui allait plus tard devenir des galaxies. Ces structures ont constitué les premières galaxies. À ce stade, l'Univers était presque exclusivement constitué d'hydrogène, d'hélium et de matière noire. Peu après la formation des premières protogalaxies, l'hydrogène et l'hélium gazeux dont elles étaient constituées commença à se condenser pour constituer les premières étoiles. Ainsi se formèrent les premières galaxies. En 2007, avec le télescope de l'observatoire W. M. Keck, une équipe du California Institute of Technology découvrit 6 étoiles en formation dans une galaxie située à 13,2 milliards d'années-lumière (mesure des distances en cosmologie), et donc créées lorsque l'Univers n'était âgé que de 500 millions d'années . Dans ses premiers âges, l'Univers était le siège de phénomènes extrêmement violents, et les galaxies crûrent très rapidement, évoluant par accrétion de galaxies de masses inférieures. Le résultat de ce processus est l'empreinte laissée dans la distribution des galaxies de l'Univers proche (voir l'image du relevé 2dF Galaxy Redshift Survey). Les galaxies ne sont pas des objets isolés dans l'espace, mais se distribuent plutôt selon de grands réseaux cosmiques de filaments. Aux endroits où se rencontrent ces filaments, des amas de galaxies denses se constituent, qui ont commencé comme les petites fluctuations de densité. En conséquence, la distribution des galaxies est étroitement liée à la physique de l'Univers primordial. Nébuleuse
Les nébuleuses peuvent former des systèmes d'étoiles en s'effondrant sous l'effet de la gravitation. Ainsi, le Système solaire se serait formé à partir d’une nébuleuse solaire. Ce scénario a été évoqué pour la première fois au cours de la seconde moitié du par Emmanuel Kant et Pierre-Simon de Laplace. Galaxies des Antennes
Les galaxies des Antennes sont le résultat d'une collision galactique. Situées dans le groupe de NGC 4038 avec au moins 26 autres galaxies, ces deux galaxies sont connues sous le nom d'« Antennes » parce que les deux grandes excroissances formées d'étoiles de gaz et de poussières éjectés hors de leur galaxie lors de la collision ressemblent aux antennes d'un insecte. Les noyaux des deux galaxies sont en train de fusionner lentement et de devenir une unique galaxie. Galaxie
Les galaxies starburst sont caractérisées par de fortes concentrations de gaz et de poussière ainsi qu'un nombre élevé de jeunes étoiles. Les plus massives d'entre elles ionisent les nuages environnants et créent des régions HII. Ces étoiles massives finissent en supernovas, produisant ainsi un rémanent qui interagit avec le gaz environnant. Cela enclenche une réaction en chaîne de formation d'étoiles qui se propage à travers toute la région gazeuse. Un tel sursaut d'étoiles ne prend fin que lorsque le gaz disponible est consumé ou dispersé. Étoile de population I
Les étoiles de population I ont été formées à partir de la matière éjectée lors de l'explosion de supernovae. Ces étoiles sont communes dans les bras des galaxies spirales comme notre galaxie ; le Soleil en est un exemple. Orientation galactique
L'idée que la formation des galaxies est initiée par une turbulence primordiale relève d'une longue histoire. En 1971 et 1978, Leonid Ozernoy proposa l'idée que les galaxies se forment dans des régions de haute densité résultant des chocs produits par les turbulences. Selon cette théorie, la présence de vitesses chaotiques élevées engendre des turbulences qui à leur tour produisent des fluctuations de densité et de pression. Fusion de galaxies
Les fusions peuvent également être catégorisées en fonction de la composition du gaz des galaxies impliquées. Ainsi, une Fusion « mouillée » (') est une fusion entre des galaxies riches en gaz, ou galaxies bleues. Les fusions mouillées peuvent produire une plus grande quantité d'étoiles, transformer les galaxies à disque en galaxies elliptiques et déclencher des activités de quasar. Au contraire, une fusion « à sec » (') a lieu entre des galaxies pauvres en gaz, ou galaxies rouges. Ces fusions pourraient ne pas affecter significativement le taux de formation d'étoiles, mais peuvent jouer un rôle important dans la croissance de la masse stellaire. Hypothèse de la nébuleuse
Le processus de formation des étoiles résulte naturellement en l'apparition du disque d'accrétion autour du jeune objet stellaire. À l'âge d'environ 1 million d'années, 100 % des étoiles risquent d'avoir un tel disque. Cette conclusion est supportée par la découverte de disques gazeux et poussiéreux autour de protoétoiles et d'étoiles T Tauri, ainsi que par des considérations théoriques. L'observation de tel disques montre que les grains de poussière à l'intérieur de celui-ci grandissent sur de courts intervalles de temps (milliers d'années), produisant des particules d'environ . Galaxie
La majorité des galaxies spirales ont une bande d'étoiles linéaire en leur centre, à partir de laquelle émergent les bras spiraux. Dans la classification de Hubble, elles sont désignées d'un "SB", suivi d'une lettre minuscule ("a", "b", ou "c"), indiquent encore une fois la forme et la disposition des bras spiraux (de la même manière que les galaxies spirales non-barrées). On pense que les barres sont des structures temporaires qui peuvent survenir à la suite d'un rayonnement de densité du cœur vers l'extérieur, ou à la suite d'une interaction avec une autre galaxie faisant intervenir la force de marée. De nombreuses galaxies spirales barrées sont actives, cela est peut-être du gaz canalisé le long des bras. NGC 4676
À ce jour, cette image est la plus détaillée que nous ayons de cette paire de galaxie avec les nombreuses étoiles que nous pouvons y observer. Les cascades bleues de la galaxie à gauche ("IC 820") correspondent à des amas de jeunes étoiles massives et chaudes dont la formation a été déclenchée par les forces de marées gravitationnelles produites par la rencontre des deux galaxies. On peut également observer sur l'image des courants de matière entre les deux galaxies. Galaxie noire
Formées dans les premiers milliards d'années de l'Univers, ces galaxies constitueraient les briques à partir desquelles les galaxies actuelles, plus complexes, se sont formées. Des astronomes pensent que l'Univers devait être constellé de ces galaxies noires à ses débuts. Galaxie
Le système de classification de Hubble compte les galaxies elliptiques sur base de leur excentricité (c'est-à-dire de l'aplatissement de leur image projetée sur le ciel), allant de E0 (pratiquement sphérique) à E7 (fortement allongée), le chiffre suivant le « E » correspondant à la quantité formula_7, où "a" et "b" sont le demi grand axe et le demi petit axe de la galaxie telle qu'elle est observée. Ces galaxies ont un profil ellipsoïdal, leur donnant une apparence elliptique quel que soit l'angle de vue. Leur apparence montre peu de structures et elles ne possèdent pas beaucoup de matière interstellaire. Par conséquent, ces galaxies contiennent peu d'amas ouverts et ont un taux de formation d'étoiles peu élevé. Des étoiles plus anciennes et plus évoluées, tournant autour de leur centre de gravité commun de manière aléatoire, dominent donc ces galaxies. En ce sens, elles présentent une certaine similitude avec les amas globulaires, mais à plus grande échelle. Fusion de galaxies
Même si la plupart des étoiles ne s'approchent jamais assez près l'une de l'autre pour entrer en collision, ce n'est pas le cas des nuages moléculaires, qui s'approchent du centre des galaxies en processus de fusion et entrent en collision. Ceci peut résulter en la condensation de ces derniers en de nouvelles étoiles. Bien que ce phénomène puisse être observé dans l'univers « proche », il est plus fréquent à l'époque de la formation des grandes galaxies spirales il y a environ 1 à 10 milliards d'années. À cette époque, les galaxies étaient beaucoup plus riches en gaz (et donc plus riches en nuages moléculaires). Ce processus se produit également en périphérie du centre. Galaxie
Un milliard d'années après la formation de la galaxie, des structures clés commencent à apparaître : des amas globulaires, le trou noir supermassif central et le bulbe galactique constitué d'étoiles de population II. La création d'un trou noir supermassif semble jouer un rôle majeur car il régule activement la croissance des galaxies en limitant la quantité totale de matière ajoutée. Durant cette époque, les galaxies subissent un sursaut majeur de formation d'étoiles.