LES GALAXIES

Les astronomes n'ont pas compris immédiatement ce qu'étaient ces objets flous qu'on pouvait voir avec les télescopes. Ils les ont appelés des "nébuleuses". Il faut dire que ce n'était pas facile à comprendre. On sait aujourd'hui que sous le terme de nébuleuse se cachaient différents objets, très différents les uns des autres : des amas d'étoiles (amas globulaires principalement) mal résolus en étoiles, des nébuleuses de gaz chauffé par des étoiles, des objets très lointains qu'on reconnaîtra plus tard comme des nébuleuses extragalactiques, galaxies analogues à notre propre Voie Lactée. Pour compliquer le problème, de mauvaises mesures, montraient qu'il était possible de déterminer les mouvements propres d'étoiles vues dans certaines nébuleuses spirales. Cela interdisait que ces nébuleuses fussent très lointaines. Il a fallu du temps pour comprendre que les mesures étaient fausses. Finalement c'est Hubble qui résolut le problème.

L'existence des galaxies enfin reconnue

Hubble avait observé des étoiles variables dans quelques nébuleuses : Messier31 et NGC6822. Par la relation Période-Luminosité (voir la section correspondante), il put mesurer leurs distances et trouva que ces nébuleuses étaient situées bien au-delà du diamètre de notre Galaxie. Il s'agissait donc de nébuleuses extragalactiques. Nous reproduisons le début d'un de ses articles. Hubble n'ose semble-t-il pas parler de galaxie. Il parle d'un système stellaire lointain ('NGC 6822, A Remote Stellar System' in Astrophysical Journal, 62, p409 (1925)). Hubble parle dans le texte "d'un amas d'étoiles et de nébuleuses" ('cluster of stars and nebulae').

La notion de "galaxie" commençait de naître vraiment, après avoir été débattue très longtemps (débat sur les univers-îles). Notons, dans le texte, que Hubble utilisa la calibration de la relation Période-Luminosité de Shapley. Là encore, il est primordial de déterminer les distances pour pouvoir déterminer les tailles, les masses ; bref, en un mot pour connaître ces objets.

La distance des galaxies par les étoiles variables Céphéides

Nous allons revoir rapidement cette méthode, déjà entrevue quand nous avons parlé des distances des étoiles.
Si, comme Hubble, nous pouvons observer les étoiles variables Céphéides d'une galaxie proche (il faut quand même avoir accès à un gros télescope), nous pouvons mesurer la période de variation P. Nous pouvons mesurer la magnitude apparente m (par exemple au moment du maximum). Avec P nous pouvons déduire la magnitude absolue M = a.logP + b (a et b étant deux constantes obtenues par l'étude des Céphéides dans notre Galaxie). Ayant m et M nous calculons le module de distance m - M qui nous donne accès à la distance, puisque m - M = 5 logd - 5, quand d est exprimé en parsecs. Ca semble tout simple. Nous verrons dans un exercice, que la simplicité est un peu trompeuse et qu'il faut faire attention. On parle rarement des difficultés, nous le ferons en approfondissement et en exercice.


On enregistre la variation de l'éclat apparent d'une étoile Céphéide (on la reconnaît à la forme très particulière de sa courbe de variation). On mesure la période P.


Avec la relation Période-Luminosité et P, on détermine M. Connaissant m et M on déduite la distance.

    Comment aller plus en profondeur dans l'univers. Nous l'avons compris, il faut pouvoir estimer la magnitude absolue M de la galaxie tout entière, car il n'est plus question de voir le détail de son contenu. Ensuite, la simple mesure de la magnitude apparente globale de la galaxie nous donne le module de distance m-M, donc la distance ? C'est très facile en théorie. La pratique est plus laborieuse. Nous verrons bientôt des méthodes modernes puissantes, mais pendant longtemps, il a fallu plus ou moins "deviner" la magnitude absolue M. Expliquons comment.

La Classification morphologique des galaxies

Comme dans toutes les sciences, que vous étudiez les galaxies ou les grenouilles, il faut commencer par classer les objets de l'étude. Hubble fit la première classification. Certaines galaxies étaient elliptiques, d'autres spirales, d'autres irrégulières.

Cette classification fut affinée par la suite par de Vaucouleurs. Le schéma général est le suivant :

E : Galaxie sans structure
Sa : Galaxie Spirale avec un gros bulbe
Sb : Galaxie Spirale avec un bulbe moyen
Sc : Galaxie Spirale avec un petit bulbe
Sd : Galaxie spirale sans bulbe
Sm : Galaxie "magellanique", sans bulbe et avec des bras irréguliers
Irr : Galaxie irrégulière.

Voici quelques photos pour fixer les idées. Nous ferons un exercice pour apprendre l'art difficile de la classification morphologique.


E

Sa

Sb

Sc

Irr

D'autres caractéristiques furent trouvées : les anneaux, les barres


Anneau

Barre

Il fut également possible de trouver une caractéristique qui dépendait de la luminosité vraie de la galaxie : la finesse des bras spiraux. Si vous vous rappelez ce que nous avons vu à propos de la classification des types spectraux des étoiles, c'est un peu la même histoire. Il était possible, juste en voyant l'image d'une galaxie de deviner la magnitude absolue. Ce n'était pas très précis mais, pendant longtemps il n'y eut pas d'autres solutions. Approximativement, les elliptiques sont plus lumineuses que les Sa, qui le sont plus que les Sb, etc.. Les Irrégulières sont les galaxies les moins lumineuses.

Une question est venue rapidement à l'esprit des scientifiques : La séquence des types morphologiques est-elle une séquence évolutive ? Les galaxies naîtraient-elles elliptiques pour ensuite former une structure spirale qui évaporerait la galaxie en ne laissant qu'une forme irrégulière finale. La solution n'était pas, a priori, déraisonnable. Mais un argument fut trouvé qui annihilait cette idée : les galaxies ont des moments angulaires très différents (les spirales tournent, mais pas les elliptiques). Or une galaxie isolée ne peut pas accroître son moment angulaire. On ne pouvait donc pas passer d'une elliptique à une spirale, ni le contraire d'ailleurs. Mais, les idées récentes sur l'évolution des galaxies prédisent que la séquence des types morphologique est bien une séquence évolutive. La science va ainsi. Comment l'argument contraire a pu être balayé ? Nous le verrons dans les scénarios d'évolution. En attendant, exercez votre sagacité en cherchant l'explication.

Les relations de Tully & Fisher (TF) et de Faber & Jackson (FJ)

Quand les premiers radioastronomes ont pointé leurs radiotélescopes vers les galaxies, ils ont vite compris qu'il y avait une relation entre la largeur de la raie d'émission radio de l'hydrogène neutre, caractéristique des galaxies spirales, et la luminosité. Mais le mérite revient à Tully et Fisher d'avoir exprimé cette dépendance de manière empirique simple : M = c logW + d (où c et d sont deux constantes et W la largeur de la raie d'émission). Peu de temps après, Faber et Jackson, ont trouvé une autre relation utilisable pour les galaxies elliptiques (inobservables en radio car elles n'ont pas d'hydrogène neutre). Il s'agissait de la mesure de la largeur des raies spectrales optiques s. La relation avait la même forme : M = e log s + f (où e et f sont aussi des constantes).

Quel est le phénomène qui explique l'élargissement d'une raie spectrale (qu'elle soit mesurée en radio ou en optique classique) ?
Ce sont les vitesses de déplacement des sources émissives, par effet Doppler-Fizeau. Pour les galaxies spirales qui tournent, ce seront les vitesses de rotation ; pour les elliptiques qui ne tournent pas, ce seront les vitesses d'agitation des étoiles au sein de la galaxie elliptique.
Expliquons comment, à l'aide des dessins ci-dessous.

    Elargissement d'une raie (radio) par rotation d'une galaxie spirale.

Si la galaxie observée ne tournait pas sur elle-même, nous n'observerions qu'un signal (1).

Mais, du fait de la rotation, la partie de la galaxie qui s'éloigne de nous donne un signal décalé vers les grandes longueurs d'onde (2-A), alors que la partie qui vient vers nous (2-B) donne un signal décalé vers les courtes longueurs d'ondes.

Le résultat de l'observation est la somme des deux contributions précédentes (3).
Au centre de la galaxie, il n'y a pas ou peu d'hydrogène neutre, donc pas ou peu de signal.

Elargissement d'une raie (optique) par agitation des étoiles d'une galaxie elliptique.

Si les étoiles de la galaxie observée étaient immobiles, nous n'observerions des raies d'absorption fines (1).

Mais, du fait de l'agitation stellaire, les étoiles qui s'éloignent de nous donnent des raies décalées vers les grandes longueurs d'onde (2-A), alors que les étoiles qui viennent vers nous (2-B) donne des raies décalées vers les courtes longueurs d'ondes.

Le résultat de l'observation est la somme des contributions de toutes les étoiles (3).

   
Vous imaginez facilement comment mesurer une distance. On mesure la largeur de la raie spectrale (en radio pour les galaxies spirales et en optique pour les galaxies elliptiques). Les mesures W ou s, correctement corrigées de quelques effets perturbateurs que nous verront (rubrique "activités"), donnent directement M, soit par la relation TF soit par le relation FJ. Quelques améliorations ont été apportées à ces relations, mais le principe est celui que nous venons d'expliquer.

Finalement, ayant M par l'une ou l'autre des relations et mesurant la magnitude apparente m, nous calculons le module de distance m-M et donc la distance. Notons au passage, que pour les galaxies lointaines, les distances se mesurent de préférence en mégaparsecs (Mpc) et la relation entre le module de distance m-M et la distance s'écrit alors: m-M = 5log d + 25 ; (d en Mpc).

Terminons par une remarque générale : que ce soit de la rotation ou de l'agitation, on mesure en pratique l'énergie cinétique de la galaxie. Or il y a un théorème (théorème du Viriel) qui montre que pour un système isolé, il y a une relation entre énergie cinétique et énergie potentielle. L'énergie potentielle, c'est la masse, donc indirectement la luminosité. On comprend mieux pourquoi, la mesure de l'énergie cinétique, sous quelque forme que ce soit, donne accès à la luminosité.

Les biais dans les mesures des distances

Les astronomes se sont bagarrés sur la mesure des distances. Quel était donc l'enjeu qui pouvait susciter une telle vigueur dans les débats ? Il s'agissait de la détermination de la constante de Hubble, constante qui mesure l'expansion de l'univers. Les résultats des différentes équipes travaillant sur le sujet étaient très discordants. Il a fallu très longtemps (une cinquantaine d'années) pour que l'origine du désaccord soit comprise de tous (si tant est qu'il le soit). Il s'agit des biais statistiques. Nous allons expliquer ce problème, qui est d'une telle subtilité que nous allons devoir faire un détour par une méthode simple de détermination des distances. Il sera bien plus facile d'expliquer les biais sur ce cas simple. Quand vous aurez bien compris cette question difficile, vous saurez expliquer à vos amis pourquoi la constante de Hubble a été aussi maltraitée.

La loi de Hubble. Disons quelques mots de la loi de Hubble que nous retrouverons en étudiant l'univers dans son ensemble. Les astronomes constatèrent très vite que le décalage des raies spectrales était plus important pour les galaxies lointaines que pour les galaxies proches. Hubble eut le mérite de traduire cette constatation simple en une relation encore plus simple :

v = H.d

Le décalage spectral a souvent pour origine une vitesse de déplacement de l'observateur par rapport à la source lumineuse. C'est l'effet Doppler-Fizeau dont nous avons souvent parlé. Le décalage spectral relatif s'exprime sous forme d'une vitesse v = c Dl/l. Le décalage se faisait toujours vers les grandes longueurs d'onde (le rouge). C'est ce que les anglo-saxons ont appelé le "redshift". Il signifiait que les galaxies semblaient nous fuir, et ce, d'autant plus vite qu'elles étaient plus lointaines.

Vous l'avez deviné, H est la constante de Hubble. Elle se mesure habituellement en (km/s)/Mpc. Elle exprime donc simplement, quelle vitesse il faut rajouter à la vitesse de fuite d'une galaxie, quand la distance augmente d'un mégaparsec (un million de parsecs).


"Nous allons bientôt avoir la constante de Hubble"

La méthode des galaxies sosies. Si nous choisissons des galaxies qui ont la même vitesse de rotation (largeur W de la raie à 21-cm de longueur d'onde) qu'une galaxie de distance connue (par l'étude de ses étoiles variables Céphéides, par exemple - nous désignerons une telle galaxie de galaxie de calibration ou plus brièvement : étalon). Si de plus, nous imposons que ces galaxies aient le même type morphologique, qu'elles aient la même inclinaison (nous verrons en approfondissement qu'il y a des corrections à appliquer qui dépendent de l'inclinaison), eh bien ! Ces galaxies devraient avoir la même magnitude absolue que notre étalon, en vertu de la relation TF et cela, même si la relation TF dépend un peu du type morphologique. Nous aurons des galaxies "Sosies" de l'étalon. On peut montrer par une simple relation arithmétique que le module de distance peut se déduire très simplement de l'observation des magnitudes apparentes. Faisons le calcul :

Pour l'étalon on a (définition du module de distance ) :

étalon = m étalon - M étalon

Pour une quelconque des galaxies sosies nous avons de même :

sosie = m sosie - M sosie

Mais puisque M étalon = M sosie , la différence de nos deux relations conduit à :

sosie = étalon + (m étalon - m sosie)

Difficile de trouver plus simple : le module de distance (donc la distance) d'une galaxie sosie est égal au module de distance (connu) de l'étalon augmenté de la différence des magnitudes apparentes (mesurées). Nous verrons en applications cette méthode qui a été appliquée à l'étude de l'expansion de l'univers et des vitesses autour des amas de galaxies.

Retour sur les biais statistiques. Avec la méthode des sosies, nous pourrions penser tenir une méthode infaillible pour mesurer les distances. Mais hélas, les biais statistiques affectent aussi cette méthode. L'origine tient à deux facteurs : 1) les relations liant la magnitude absolue à un paramètre mesurable (relation TF, FJ ou Période-Luminosité) ne sont pas absolue. 2) à grande distance on ne voit que les galaxies dont l'éclat apparent est supérieur à la limite que peut atteindre notre télescope.

Détaillons un peu ces deux facteurs : Le premier nous dit que la relation, TF par exemple, n'est pas infiniment fine. A un logW ne correspond pas une seule magnitude absolue M, mais une distribution de magnitudes absolues. Le deuxième facteur dit qu'on ne peut pas avoir dans notre échantillon des galaxies qu'on ne pourrait pas voir. C'est une évidence. La limite se calcule. Elle dépend de la capacité de notre télescope. On la chiffre par la magnitude limite, mlim, de l'échantillon. Maintenant que nous avons compris cela, construisons le diagramme, M en fonction de la distance, pour des galaxies sosies de Messier33, par exemple.

En principe je m'attendrais à ce que toutes les galaxies s'alignent sur la droite horizontale correspondant à la magnitude absolue de Messier33. Non, il y a des galaxies sosies, plus brillantes, d'autres moins. A petite distance, quand mon échantillon est petit, j'ai assez peu de chance d'avoir des galaxies franchement anormales. C'est comme pour la taille des adultes : dans votre maison, il y a peu de chance qu'il y ait des adultes d'une taille de 2m ou de 1m. Dans votre village cependant vous trouverez des gens qui mesurent 1,90m ou 1,50. Dans tout le pays, on trouvera des gens qui mesurent 2,10 m ou 1,20 m. Sur toute la planète on pourra trouver des gens de 2,40 m ou 1,00m. Cependant, on ne trouvera jamais des adultes mesurant 6,00 m ou 0,20 m. Il y a une limite physique. Pour les galaxies c'est la même chose. Plus nous sonderons l'univers profondément, plus nous aurons des chances de trouver des galaxies "hors normes". Dans notre diagramme, les galaxies sosies de Messier33 seront distribuées à l'intérieur des courbes bleues. Nous avons compris le premier facteur responsable du biais. Parlons du second.

Notre échantillon est limité par une certaine magnitude limite (nous verrons dans les activités comment se calcule une telle magnitude apparent limite, mlim). Nous ne voyons que les galaxies plus brillantes que mlim, c'est-à-dire telles que m < mlim. Comment cela va-t-il se traduire dans notre diagramme. Pour chaque distance d (axe des x), nous pouvons calculer le module de distance ( = 5 log d + 25 ; d en Mpc) et déduire la magnitude absolue limite Mlim = mlim - . Nous pourrons dessiner la courbe (en rouge sur le diagramme) Mlim en fonction de d. Seules seront visibles les galaxies qui ne seront pas dans la zone hachurée en rouge.

Alors maintenant, nous avons tout ce qu'il faut pour comprendre. Si nous ignorons le biais, nous penserons qu'en moyenne nos galaxies ont toutes la même magnitude absolue. A grande distance pourtant, les seules galaxies qui restent dans l'échantillon observable, sont en moyenne plus lumineuses. Nous leur attribuerons une mauvaise magnitude absolue. Il ne nous reste plus qu'à voir ce qui se passe pour la constante de Hubble.

L'erreur sur la magnitude absolue rejaillira sur la valeur moyenne de la constante de Hubble. Construisons le diagramme logH en fonction de la distance (ou plutôt de la vitesse radiale qui donne la distance relative par loi de Hubble). Tant que nous faisons la moyenne des logH, à gauche du trait vert vertical, la moyenne donne la vraie valeur. Mais dès que nous commençons à prendre en compte des valeurs à droite du trait vert, la moyenne commence à être biaisée. Ce qui est même paradoxal, c'est que à grande distance le résultat semble meilleur car la dispersion est moindre. Evidemment la distribution est largement tronquée par la zone rouge inobservable.

Nous vous proposons des exercices où vous pourrez voir apparaître le biais, par vous-mêmes, en utilisant des données réelles des astronomes.

Comment aller encore plus loin

Si vous examinez le diagramme de biais (-M en fonction de la distance), vous voyez que pour une même magnitude limite, plus la magnitude absolue moyenne est haute (donc très faible valeur de M), plus le biais apparaît loin. De même on comprend que plus la dispersion autour de cette magnitude absolue moyenne est faible et plus, également, le biais apparaît loin. On comprend alors qu'il y ait intérêt à utiliser des objets très lumineux et peu dispersés. C'est le cas pour les Supernovae, ces étoiles en fin de vie. Pour quelques jours, elles deviennent aussi lumineuses qu'un noyau de galaxie. Il semble que leur luminosité au maximum soit assez peu dispersée, du moins après quelques corrections. Bref, les supernovae sont des bons candidats pour sonder l'univers. C'est ce qui a été fait récemment et a conduit les astronomes à conclure que l'expansion de l'univers été accélérée. Nous y reviendrons un peu plus loin, car c'est un résultat qui a beaucoup suscité d'excitation. Mais pour observer une supernova qui explose, il faut avoir la chance d'être en train d'observer quand le phénomène se produit. Cependant, en observant systématiquement l'univers très profond, on observe des milliers de galaxies chaque nuit et la chance de voir exploser une supernova est plus grande. Dans ce genre de programme les astronomes découvrent plusieurs supernovae à chaque mission. Ces programmes d'observation sont en plein essor.