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Galaxy - Wikipedia

Yazar  November 18, 2018  Henüz yorum yok
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UNE galaxie est un gravitationnellement système lié de étoiles, restes stellaires, gaz interstellaire, poussière, et matière noire.[1][2] Le mot galaxie est dérivé de la grec galaxies (γαλαξίας), littéralement "laiteux", une référence à la voie Lactée. Les galaxies varient en taille de nains avec seulement quelques centaines de millions (108) étoiles à géants avec cent billion (dix14) étoiles,[3] chaque orbite autour de sa galaxie le centre de masse.

Les galaxies sont classées par ordre de morphologie visuelle: elliptique,[4]spirale, ou irrégulier.[5] On pense que beaucoup de galaxies ont trous noirs supermassifs à leurs centres. Le trou noir central de la voie lactée, connu sous le nom de Sagittaire A *, a une masse quatre millions de fois supérieure à la Soleil.[6] À partir de mars 2016, GN-z11 est la plus ancienne et la plus lointaine galaxie observée avec un distance de communication de 32 milliards Années lumière de la Terre, et observé comme il existait à peine 400 millions d'années après la Big Bang.

Les estimations récentes du nombre de galaxies dans la univers observable vont de 200 milliards (2×dix11)[7] à 2 billions de dollars (2×dix12) ou plus,[8][9] contenant plus étoiles que tous les grains de sable sur la planète Terre.[10] La plupart des galaxies sont 1 000 à 100 000 parsecs de diamètre (environ 3000 à 300 000 Années lumière) et séparés par des distances de l'ordre de millions de parsecs (ou mégaparsecs). À titre de comparaison, la Voie lactée a un diamètre d’au moins 30 000 parsecs (100 000 LY) et est séparée du Andromeda Galaxy, son voisin le plus proche, de 780 000 parsecs (2,5 millions de LY).

le espace entre les galaxies est rempli d'un gaz ténu (le milieu intergalactique) ayant une densité moyenne inférieure à un atome par mètre cube. La majorité des galaxies sont gravitationnellement organisées en groupes, grappes, et superamas. La voie lactée fait partie de la Groupe local, qui est dominé par elle et la galaxie d’Andromède et fait partie du Superamas de la Vierge. Au la plus grande échelle, ces associations sont généralement organisées en feuilles et filaments entouré d'immenses des vides.[11] La plus grande structure de galaxies jamais reconnue est un groupe de superamas qui a été nommé Laniakea, qui contient le superamas de la Vierge.[12]




Étymologie


L'origine du mot galaxie dérive de la grec terme pour la voie lactée, galaxies (γαλαξίας, "laiteux"), ou Kyklos galaktikos ("cercle laiteux")[13] en raison de son apparence comme une bande de lumière "laiteuse" dans le ciel. Dans mythologie grecque, Zeus place son fils né d'une femme mortelle, l'enfant Heracles, sur Hérala poitrine pendant son sommeil pour que le bébé boive son lait divin et devienne ainsi immortel. Hera se réveille pendant l'allaitement et réalise qu'elle allaite un bébé inconnu: elle repousse le bébé, une partie de son lait s'écoule et produit une faible bande de lumière connue sous le nom de Voie lactée.[14][15]

Dans la littérature astronomique, le mot majuscule "Galaxie" est souvent utilisé pour désigner notre galaxie, la voie Lactée, pour le distinguer des autres galaxies de notre univers. Le terme anglais voie Lactée peut être retracée à une histoire par Chaucer c.1380:


"Voir là-bas, voilà, le Galaxyë
Quels hommes clepeth le laiteux Wey,
Pour hit c'est pourquoi. "



Les galaxies ont été initialement découvertes de manière télescopique et étaient connues sous le nom de nébuleuses spirales. La plupart des astronomes du 18ème au 19ème siècle les considéraient comme non résolus amas d'étoiles ou anagalactique nébuleuses, et n’étaient que des éléments de la Voie Lactée, mais leur composition et leur nature véritables restaient un mystère. Des observations utilisant de plus grands télescopes de quelques galaxies lumineuses proches, comme le Andromeda Galaxy, a commencé à les résoudre en énormes conglomérats d’étoiles, mais en se basant simplement sur le malaise apparent et la population pure d’étoiles, les distances réelles de ces objets les plaçaient bien au-delà de la Voie Lactée. Pour cette raison, ils ont été appelés populairement univers insulaires, mais ce terme est rapidement tombé en désuétude, le mot univers impliquait la totalité de l'existence. Au lieu de cela, ils sont devenus simplement connus comme des galaxies.[16]


Nomenclature



Des dizaines de milliers de galaxies ont été cataloguées, mais seules quelques-unes ont des noms bien établis, tels que Andromeda Galaxy, la Nuages ​​magellaniques, la Whirlpool Galaxy, et le Sombrero Galaxy. Les astronomes travaillent avec des numéros de certains catalogues, tels que Catalogue Messier, le MBAC (Nouveau catalogue général), le CI (Catalogue d'index), le CGCG (Catalogue des galaxies et des amas de galaxies), le MCG (Catalogue morphologique des galaxies) et UGC (Catalogue général d'Uppsala des galaxies). Toutes les galaxies bien connues apparaissent dans un ou plusieurs de ces catalogues mais à chaque fois sous un numéro différent.
Par exemple, Messier 109 est une galaxie spirale portant le numéro 109 dans le catalogue de Messier, mais aussi les codes NGC3992, UGC6937, CGCG 269-023, MCG + 09-20-044 et PGC 37617.


Historique d'observation


La réalisation que nous vivons dans une galaxie qui est l’une des nombreuses galaxies est parallèle aux découvertes majeures qui ont été faites sur la Voie Lactée et d’autres nébuleuses.


voie Lactée



le grec philosophe Démocrite (450–370 AEC) ont proposé que la bande brillante sur le ciel nocturne connu sous le nom de la Voie Lactée puisse être constituée d'étoiles lointaines.[17]Aristote (384-322 av. J.-C.), cependant, croyait que la Voie lactée était due à "l'allumage de l'expiration ardente de certaines étoiles grandes, nombreuses et proches les unes des autres" et que "l'inflammation a lieu dans la partie supérieure de la atmosphère, dans le région du monde continue avec les mouvements célestes. "[18] le Néoplatoniste philosophe Olympiodorus le plus jeune (c.495–570 CE) a critiqué ce point de vue, affirmant que si la Voie lactée est sublunaire (situé entre la Terre et la Lune), il devrait sembler différent à des moments et à des endroits différents de la Terre et avoir parallaxe, ce qu'il ne fait pas. À son avis, la voie lactée est céleste.[19]

Selon Mohani Mohamed, le arabe astronome Alhazen (965-1037) ont fait leur première tentative d’observation et de mesure de la parallaxe de la Voie Lactée,[20] et il a donc "déterminé que comme la Voie lactée n'avait pas de parallaxe, elle devait être éloignée de la Terre et n'appartenir pas à l'atmosphère".[21] le persan astronome al-Bīrūnī (973–1048) ont proposé que la galaxie de la Voie lactée soit «une collection d'innombrables fragments de la nature des étoiles nébuleuses».[22][23] le Andalou astronome Ibn Bâjjah ("Avempace", ré. 1138) a proposé que la Voie lactée soit composée de nombreuses étoiles se touchant presque et paraissant être une image continue en raison de l'effet de réfraction à partir de matériel sublunaire[18][24] citant son observation de la conjonction de Jupiter et de Mars comme preuve de ce qui se produit lorsque deux objets sont proches.[18] Au 14ème siècle, les Syriens nés Ibn Qayyim a proposé que la galaxie de la Voie Lactée soit "une myriade d'étoiles minuscules emballées ensemble dans la sphère des étoiles fixes".[25]


La forme de la Voie lactée estimée à partir des nombres d’étoiles par William Herschel en 1785; le système solaire était supposé être proche du centre.

La preuve réelle de la voie lactée composée de nombreuses étoiles est venu en 1610 lorsque l'astronome italien Galilée utilisé un télescope étudier la Voie Lactée et a découvert qu’elle était composée d’un très grand nombre d’étoiles faibles.[26][27]

En 1750, l'astronome anglais Thomas Wright, dans son Une théorie originale ou une nouvelle hypothèse de l'univers, spéculé (correctement) que la galaxie pourrait être un corps en rotation d'un grand nombre d'étoiles maintenues ensemble par attractif forces, apparentées à la Système solaire mais à une échelle beaucoup plus grande. Le disque d'étoiles qui en résulte peut être vu comme une bande dans le ciel de notre point de vue à l'intérieur du disque.[28][29] Dans un traité de 1755, Emmanuel Kant élaboré sur l'idée de Wright sur la structure de la Voie Lactée.[30]

Le premier projet décrivant la forme de la voie lactée et la position du soleil a été entrepris par William Herschel en 1785 en comptant le nombre d'étoiles dans différentes régions du ciel. Il a produit un diagramme de la forme de la galaxie avec le système solaire près du centre.[31][32] En utilisant une approche raffinée, Kapteyn en 1920 est arrivé à l'image d'une petite galaxie ellipsoïde (diamètre d'environ 15 kiloparsecs) avec le Soleil près du centre. Une méthode différente par Harlow Shapley basé sur le catalogage de amas globulaires conduit à une image radicalement différente: un disque plat avec un diamètre d’environ 70 kiloparsecs et le Soleil loin du centre.[29] Les deux analyses n’ont pas tenu compte de la absorption de la lumière par poussière interstellaire présent dans le avion galactique, mais après Robert Julius Trumpler quantifié cet effet en 1930 en étudiant grappes ouvertes, la présente image de notre galaxie hôte, la Voie Lactée, est apparue.[33]


UNE oeil de poisson Mosaïque de la Voie lactée s'incurvant dans le ciel nocturne, filmée depuis un endroit sombre au Chili. le Nuages ​​magellaniques, galaxies satellites de la voie lactée, apparaissent près du bord gauche.

Distinction des autres nébuleuses


Quelques galaxies à l’extérieur de la Voie Lactée sont visibles par une nuit noire jusqu'au œil nu, incluant le Andromeda Galaxy, Grand nuage magellanique et le Petit nuage magellanique. Au 10ème siècle, l'astronome persan Al-Soufi fait la plus ancienne identification enregistrée de la galaxie d’Andromède, la décrivant comme un "petit nuage".[34] En 964, Al-Sufi a probablement mentionné le Grand nuage de Magellan dans son Livre d'étoiles fixes (faisant référence à "Al Bakr des Arabes du Sud",[35] depuis un déclinaison environ 70 ° au sud, il n'était pas visible où il vivait); il était mal connu des Européens jusqu'à ce que MagellanLe voyage au 16ème siècle.[36][35] La galaxie d’Andromède a ensuite été notée indépendamment par Simon Marius en 1612.[34]

En 1734, philosophe Emanuel Swedenborg dans son Principia spéculé qu'il pourrait y avoir des galaxies en dehors de la notre qui sont formées en amas galactiques qui sont des parties minuscules de l'univers qui s'étendent bien au-delà de ce que nous pouvons voir. Ces points de vue "sont remarquablement proches des points de vue actuels sur le cosmos".[37]

En 1750, Thomas Wright spéculé (correctement) que la Voie Lactée est un disque d'étoiles aplati, et que certains des nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des voies lactées séparées.[29][38] En 1755, Emmanuel Kant a utilisé le terme "univers insulaire" pour décrire ces nébuleuses lointaines.


Photographie de la "Grande Nébuleuse d'Andromède" de 1899, identifiée plus tard comme étant la Andromeda Galaxy

Vers la fin du 18ème siècle, Charles Messier compilé un catalogue contenant les 109 objets célestes les plus lumineux ayant une apparence nébuleuse. Par la suite, William Herschel a rassemblé un catalogue de 5 000 nébuleuses.[29] En 1845, Lord Rosse construit un nouveau télescope et était capable de distinguer les nébuleuses elliptiques et spirales. Il a également réussi à identifier des sources ponctuelles dans certaines de ces nébuleuses, ce qui a conforté la conjecture antérieure de Kant.[39]

En 1912, Vesto Slipher fait des études spectrographiques des nébuleuses spirales les plus brillantes pour déterminer leur composition. Slipher a découvert que les nébuleuses spirales ont une grande Doppler, indiquant qu'ils se déplacent à une vitesse supérieure à la vitesse des étoiles qu'il avait mesurées. Il a constaté que la majorité de ces nébuleuses s'éloignaient de nous.[40][41]

En 1917, Heber Curtis nova observée S Andromedae dans le "Grand Andromède Nébuleuse "(comme la galaxie d'Andromède, Objet Messier M31, était alors connu). En cherchant dans la photo, il en trouva 11 de plus novae. Curtis a remarqué que ces novae étaient, en moyenne, 10 magnitudes plus faible que ceux qui se sont produits dans notre galaxie. En conséquence, il a été en mesure d’obtenir une estimation de distance de 150 000 km. parsecs. Il est devenu partisan de l'hypothèse dite des "univers insulaires", selon laquelle les nébuleuses spirales sont en réalité des galaxies indépendantes.[42]

En 1920, un débat eut lieu entre Harlow Shapley et Heber Curtis (la Grand débat), concernant la nature de la voie lactée, les nébuleuses spirales et les dimensions de l'univers. Pour étayer son affirmation selon laquelle la Grande Nébuleuse Andromède est une galaxie externe, Curtis a noté l'apparition de ruelles sombres ressemblant aux nuages ​​de poussière de la Voie lactée, ainsi que l'important décalage Doppler.[43]

En 1922, le estonien astronome Ernst Öpik a donné une détermination de distance qui étayait la théorie selon laquelle la nébuleuse d'Andromède est en effet un objet extra-galactique éloigné.[44] Utilisation du nouveau 100 pouces Mt. Wilson télescope, Edwin Hubble capable de résoudre les parties extérieures de certaines nébuleuses spirales en tant que collections d’étoiles individuelles et Variables Céphéides, lui permettant ainsi d’estimer la distance aux nébuleuses: elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie Lactée.[45] En 1936, Hubble établit une classification des morphologie galactique qui est utilisé à ce jour.[46]


Recherche moderne


Courbe de rotation d’une galaxie spirale typique: prédite à partir de la matière visible (A) et observée (B). La distance est de la noyau galactique.

En 1944, Hendrik van de Hulst prédit que four micro onde rayonnement avec longueur d'onde de 21 cm serait détectable de l'atome interstellaire hydrogène gaz;[47] et en 1951, il a été observé. Ce rayonnement n'est pas affecté par l'absorption de la poussière et son décalage Doppler peut donc être utilisé pour cartographier le mouvement du gaz dans notre galaxie. Ces observations ont conduit à l'hypothèse d'une rotation structure de barre au centre de notre galaxie.[48] Avec amélioré radiotélescopes, l’hydrogène pourrait également être retrouvé dans d’autres galaxies.
Dans les années 1970, Vera rubin découvert une différence entre les galaxies observées vitesse de rotation et celle prédite par la masse visible d'étoiles et de gaz. Aujourd’hui, on pense que le problème de la rotation des galaxies s’explique par la présence de grandes quantités de particules invisibles. matière noire.[49][50]


Les scientifiques ont utilisé les galaxies visibles dans DES BIENS enquête pour recalculer le nombre total de galaxies.[51]

À partir des années 1990, le Le télescope spatial Hubble a produit des observations améliorées. Entre autres choses, les données de Hubble ont permis d’établir que la matière noire manquante dans notre galaxie ne peut pas se composer uniquement d’étoiles intrinsèquement faibles et faibles.[52] le Hubble Deep Field, une exposition extrêmement longue d’une partie du ciel relativement vide, a montré qu’il y en avait environ 125 milliards (1,25×dix11) galaxies dans l'univers observable.[53] Technologie améliorée dans la détection de la spectres invisible pour les humains (radiotélescopes, caméras infrarouges et télescopes à rayons x) permettent la détection d'autres galaxies qui ne sont pas détectées par Hubble. En particulier, les levés de galaxies dans le Zone d'évitement (la région du ciel bloquée par la Voie lactée aux longueurs d’ondes de la lumière visible) ont révélé un certain nombre de nouvelles galaxies.[54]

En 2016, une étude publiée dans Le journal astrophysique et dirigé par Christopher Conselice du Université de Nottingham L’utilisation de la modélisation 3D d’images recueillies au cours des 20 dernières années par le télescope spatial Hubble a permis de conclure à plus de 2 000 milliards d’euros (2×dix12) galaxies dans l'univers observable.[8][9][55][56]


Types et morphologie



Types de galaxies selon le schéma de classification de Hubble: un E indique un type de galaxie elliptique; un S est une spirale; et SB est une galaxie à spirale barrée.[note 1]

Les galaxies sont de trois types principaux: les elliptiques, les spirales et les irrégulières. Une description un peu plus détaillée des types de galaxies basée sur leur apparence est donnée par le Séquence de Hubble. Étant donné que la séquence de Hubble est entièrement basée sur le type morphologique visuel (forme), certaines caractéristiques importantes des galaxies, telles que formation d'étoiles taux en galaxies étoilées et l'activité dans les noyaux de galaxies actives.[5]


Elliptiques



Le système de classification de Hubble classe les galaxies elliptiques sur la base de leur ellipticité, allant de E0 presque sphérique à E7 fortement allongée. Ces galaxies ont un ellipsoïdal profil, leur donnant une apparence elliptique quel que soit l'angle de vue. Leur apparence montre peu de structure et ils ont généralement relativement peu matière interstellaire. Par conséquent, ces galaxies ont également une faible proportion de grappes ouvertes et un taux réduit de nouvelle formation d'étoiles. Au lieu de cela, ils sont dominés par des personnes généralement plus âgées, plus étoiles évoluées qui gravitent autour du centre de gravité commun dans des directions aléatoires. Les étoiles contiennent de faibles quantités d'éléments lourds, car leur formation cesse après l'éclatement initial. En ce sens, ils ont une similitude avec le beaucoup plus petit amas globulaires.[57]

Les plus grandes galaxies sont des elliptiques géants. On pense que beaucoup de galaxies elliptiques se forment en raison de la interaction des galaxies, entraînant une collision et une fusion. Elles peuvent atteindre des tailles énormes (comparées aux galaxies spirales, par exemple), et on trouve souvent des galaxies elliptiques géantes près du cœur de grands amas de galaxies.[58]

Galaxies étoilées résultent d'une collision galactique pouvant aboutir à la formation d'une galaxie elliptique.[57]


Shell galaxie


Photo du télescope spatial NGC 3923 à coque elliptique Galaxy-Hubble

Une galaxie de coquilles est un type de galaxie elliptique où les étoiles du halo de la galaxie sont disposées en coquilles concentriques. Environ un dixième des galaxies elliptiques ont une structure en forme de coquille, qui n’a jamais été observée dans les galaxies spirales. On pense que les structures en forme de coquille se développent lorsqu'une galaxie plus grande absorbe une galaxie compagnon plus petite. À l'approche des deux centres de galaxie, ceux-ci commencent à osciller autour d'un point central. Cette oscillation crée des ondulations gravitationnelles formant les coquilles des étoiles, semblables à des ondulations se propageant sur l'eau. Par exemple, la galaxie NGC 3923 a plus de vingt coquilles.[59]


Spirales




Les galaxies spirales ressemblent à des spirales moulinets. Bien que les étoiles et autres matériaux visibles contenus dans une telle galaxie reposent principalement sur un plan, la majorité de la masse dans les galaxies spirales existe dans un halo à peu près sphérique. matière noire qui s'étend au-delà de la composante visible, comme le montre le concept de courbe de rotation universelle.[60]

Les galaxies spirales sont constituées d'un disque en rotation d'étoiles et d'un milieu interstellaire, ainsi que d'un renflement central d'étoiles généralement plus anciennes. Étendre à partir de la renflement sont des bras relativement brillants. Dans le schéma de classification de Hubble, les galaxies spirales sont répertoriées sous le type S, suivi d'une lettre (une, b, ou c) indiquant le degré de serrage des bras spiraux et la taille du renflement central. Un Sa La galaxie a des bras étroitement enroulés, mal définis et possède une région centrale relativement grande. À l'autre extrême, un Caroline du Sud La galaxie a des bras ouverts, bien définis et une petite région centrale.[61] Une galaxie avec des bras mal définis est parfois appelée une galaxie spirale floculante; contrairement à la galaxie spirale grand design qui a des bras en spirale proéminents et bien définis.[62] On pense que la vitesse de rotation d’une galaxie est en corrélation avec la planéité du disque car certaines galaxies spirales ont des protubérances épaisses, alors que d’autres sont minces et denses.[63]



Dans les galaxies spirales, les bras spiraux ont une forme approximative. spirales logarithmiques, un motif qui peut théoriquement se révéler résulter d’une perturbation d’une masse d’étoiles tournant uniformément. Comme les étoiles, les bras en spirale tournent autour du centre, mais ils le font avec une constance vitesse angulaire. On pense que les bras spiraux sont des zones de matière à haute densité, ou "ondes de densité".[64] Lorsque les étoiles se déplacent dans un bras, la vitesse spatiale de chaque système stellaire est modifiée par la force gravitationnelle de la densité supérieure. (La vitesse redevient normale après le départ des étoiles de l'autre côté du bras.) Cet effet s'apparente à une "vague" de ralentissements se déplaçant le long d'une autoroute pleine de voitures en mouvement. Les bras sont visibles car la densité élevée facilite la formation d’étoiles. Ils abritent donc de nombreuses étoiles brillantes et jeunes.[65]



Galaxie spirale barrée


Une majorité de galaxies spirales, y compris la nôtre voie Lactée galaxy, ont une bande d'étoiles linéaire en forme de barre qui s'étend vers l'extérieur de chaque côté du noyau, puis se fond dans la structure du bras en spirale.[66] Dans le schéma de classification de Hubble, ceux-ci sont désignés par un SB, suivi d'une lettre minuscule (une, b ou c) qui indique la forme des bras spiraux (de la même manière que la catégorisation des galaxies spirales normales). Les barres sont considérées comme des structures temporaires pouvant survenir à la suite d’une onde de densité irradiant vers le noyau ou à la suite d’une interaction des marées avec une autre galaxie.[67] De nombreuses galaxies spirales barrées sont actives, probablement du fait que du gaz est canalisé dans le noyau le long des bras.[68]

Notre propre galaxie, la voie Lactée, est une grande galaxie spirale barrée en forme de disque[69] environ 30 kiloparsecs de diamètre et un kiloparsec d'épaisseur. Il contient environ deux cent milliards (2 × 1011)[70] étoiles et a une masse totale d’environ six cent milliards (6 × 1011) fois la masse du soleil[71]


Spirale super-lumineuse


Récemment, des chercheurs ont décrit des galaxies appelées spirales super-lumineuses. Elles sont très grandes et ont un diamètre ascendant de 437 000 années-lumière (comparé au diamètre de 100 000 années-lumière de la Voie Lactée). Avec une masse de 340 milliards de masses solaires, ils génèrent une quantité importante de lumière ultraviolette et infrarouge moyen. On pense qu'ils ont un taux de formation d'étoiles accru environ 30 fois plus rapide que la Voie Lactée.[72][73]


Autres morphologies


  • Galaxies particulières sont des formations galactiques qui développent des propriétés inhabituelles en raison des interactions des marées avec les autres galaxies.
    • UNE bague galaxie a une structure étoilée en étoile et un milieu interstellaire entourant un noyau nu. On pense qu'une galaxie en anneau se produit lorsqu'une galaxie plus petite traverse le cœur d'une galaxie spirale.[74] Un tel événement peut avoir affecté la Andromeda Galaxy, car il affiche une structure semblable à plusieurs anneaux lorsqu’il est visualisé dans infrarouge radiation.[75]

  • UNE galaxie lenticulaire est une forme intermédiaire qui possède les propriétés des galaxies elliptiques et spiralées. Celles-ci sont classées dans la catégorie S0 de Hubble et possèdent des bras spiraux mal définis avec un halo elliptique d'étoiles.[76] (galaxies lenticulaires barrées recevez la classification SB0 de Hubble.)

  • Galaxies irrégulières sont des galaxies qui ne peuvent pas être facilement classées dans une morphologie elliptique ou en spirale.
    • Une galaxie Irr-I a une certaine structure mais ne s'aligne pas proprement avec le schéma de classification de Hubble.

    • Les galaxies Irr-II ne possèdent aucune structure qui ressemble à une classification de Hubble et pourrait avoir été perturbée.[77] Des exemples à proximité de galaxies irrégulières (naines) incluent le Nuages ​​magellaniques.

  • Un galaxie ultra-diffuse (UDG) est une galaxie extrêmement basse densité. La galaxie a peut-être la même taille que la Voie Lactée, mais son nombre d'étoiles visibles ne représente que 1% de la Voie Lactée. Le manque de luminosité est dû au manque de gaz formant des étoiles dans la galaxie, ce qui entraîne de vieilles populations stellaires.

Nains



Malgré l'importance des grandes galaxies elliptiques et spirales, la plupart des galaxies de l'univers sont des galaxies naines. Ces galaxies sont relativement petites comparées aux autres formations galactiques, elles font environ un centième de la taille de la Voie lactée et ne contiennent que quelques milliards d'étoiles. Des galaxies naines ultra-compactes, d'une centaine de parsecs, ont été découvertes récemment.[78]

De nombreuses galaxies naines peuvent graviter autour d'une seule galaxie plus grande; La Voie Lactée compte au moins une douzaine de satellites de ce type, dont 300 à 500 devraient encore être découverts.[79] Les galaxies naines peuvent également être classées comme elliptique, spirale, ou irrégulier. Comme les petits elliptiques nains ressemblent peu aux grands elliptiques, on les appelle souvent galaxies naines sphéroïdales au lieu.

Une étude de 27 voisins de la Voie lactée a révélé que dans toutes les galaxies naines, la masse centrale est d'environ 10 millions masses solaires, peu importe si la galaxie a des milliers ou des millions d'étoiles. Cela a conduit à la suggestion que les galaxies sont en grande partie formées par matière noire, et que la taille minimale peut indiquer une forme de matière noire chaude incapable de coalescence gravitationnelle à plus petite échelle.[80]


Autres types de galaxies


En interaction



le Antennes Galaxies subissent une collision qui entraînera leur fusion éventuelle.

Les interactions entre galaxies sont relativement fréquentes et peuvent jouer un rôle important dans évolution galactique. Les quasi-accidents entre les galaxies entraînent des déformations dues à la distorsion. interactions de marée, et peut provoquer un échange de gaz et de poussière.[81][82]

Les collisions se produisent lorsque deux galaxies se croisent et ont un élan relatif suffisant pour ne pas fusionner. Les étoiles des galaxies en interaction ne se heurtent généralement pas, mais le gaz et la poussière à l'intérieur des deux formes interagissent, déclenchant parfois la formation d'étoiles. Une collision peut gravement déformer la forme des galaxies, formant des barres, des anneaux ou des structures en forme de queue.[81][82]

À l'extrême des interactions se trouvent les fusions galactiques. Dans ce cas, le moment relatif des deux galaxies est insuffisant pour permettre à celles-ci de se traverser. Au lieu de cela, ils fusionnent progressivement pour former une seule galaxie plus grande. Les fusions peuvent entraîner des modifications significatives de la morphologie par rapport aux galaxies d'origine. Si l’une des galaxies fusionnées est beaucoup plus massive que l’autre, le résultat est connu sous le nom de cannibalisme. La plus grande galaxie plus massive restera relativement peu perturbée par la fusion, tandis que la plus petite sera déchirée. La galaxie de la Voie lactée est en train de cannibaliser la Galaxie Elliptique Nain Sagittaire et le Galaxie Naine Canis Major.[81][82]


Starburst



M82, une galaxie en étoile qui a dix fois la formation d'étoiles d'une galaxie "normale"[83]

Les étoiles sont créées dans les galaxies à partir d’une réserve de gaz froid qui se transforme en géant. nuages ​​moléculaires. On a observé que certaines galaxies formaient des étoiles à une vitesse exceptionnelle, appelée starburst. S'ils continuaient à le faire, ils consommeraient leur réserve de gaz dans un laps de temps inférieur à la durée de vie de la galaxie. Par conséquent, l'activité de starburst ne dure généralement que dix millions d'années environ, une période relativement brève dans l'histoire d'une galaxie. Les galaxies étoilées étaient plus courantes au début de l'histoire de l'Univers,[84] et, à l’heure actuelle, contribue encore, selon les estimations, à 15% du taux de production total des étoiles.[85]

Les galaxies Starburst sont caractérisées par des concentrations de gaz poussiéreuses et l’apparition d’étoiles nouvellement formées, notamment des étoiles massives qui ionisent les nuages ​​environnants pour créer Régions H II.[86] Ces étoiles massives produisent supernova explosions, entraînant une expansion vestiges qui interagissent puissamment avec le gaz environnant. Ces explosions déclenchent une réaction en chaîne de la formation d'étoiles qui se propage dans toute la région gazeuse. Ce n'est que lorsque le gaz disponible est presque consommé ou dispersé que l'activité stellaire se termine.[84]

Les étoiles sont souvent associées à la fusion ou à l’interaction de galaxies. L’exemple prototype d’une telle interaction formateur d’étoile est M82, qui a connu une rencontre rapprochée avec le plus grand M81. Les galaxies irrégulières présentent souvent des nœuds espacés d'activité en étoile.[87]


Galaxie active



Un jet de particules est émis par le coeur de la radio galaxie elliptique M87.

Une partie des galaxies observables est classée comme galaxies actives si la galaxie contient un noyau galactique actif (AGN). Une partie importante de l’énergie totale de la galaxie est émise par le noyau galactique actif, au lieu des étoiles, de la poussière et milieu interstellaire de la galaxie.

Le modèle standard pour un noyau galactique actif est basé sur un disque d'accrétion qui se forme autour d'un un trou noir supermassif (SMBH) dans la région centrale de la galaxie. Le rayonnement d'un noyau galactique actif résulte de la énergie gravitationnelle de la matière qui tombe vers le trou noir du disque.[88] Dans environ 10% de ces galaxies, une paire diamétralement opposée de jets énergiques éjecte les particules du noyau de la galaxie à des vitesses proches de la vitesse de la lumière. Le mécanisme de production de ces jets n’est pas bien compris.[89]


  • Galaxies de Seyfert ou quasars, sont classés en fonction de la luminosité, sont des galaxies actives qui émettent un rayonnement de haute énergie sous forme de rayons x.

Blazars



Blazars on croit être une galaxie active avec un jet relativiste qui est dirigé dans la direction de la Terre. UNE radio galaxie émet des fréquences radio à partir de jets relativistes. Un modèle unifié de ces types de galaxies actives explique leurs différences en fonction de l'angle de vision de l'observateur.[89]


DOUBLURES



Peut-être liée aux noyaux galactiques actifs (ainsi que starburst régions) sont régions de lignes d'émission nucléaire à faible ionisation (LINERs). L’émission des galaxies de type LINER est dominée par des particules faiblement ionisé éléments. Les sources d’excitation pour les lignes faiblement ionisées comprennent lesAGB étoiles, AGN et chocs.[90] Environ un tiers des galaxies voisines sont classées comme contenant des noyaux LINER.[88][90][91]


Seyfert Galaxie



Les galaxies de Seyfert constituent l’un des deux plus grands groupes de galaxies actives, avec les quasars. Ils ont des noyaux de type quasar (sources de rayonnement électromagnétique très lumineuses, distantes et lumineuses) avec des éclats de surface très élevés, mais contrairement aux quasars, leurs galaxies hôtes sont clairement détectables. Les galaxies de Seyfert représentent environ 10% de toutes les galaxies. Vues à la lumière visible, la plupart des galaxies Seyfert ressemblent à des galaxies spirales normales, mais lorsqu'elles sont étudiées sous d'autres longueurs d'onde, la luminosité de leurs noyaux équivaut à la luminosité de galaxies entières de la taille de la Voie Lactée.


Quasar



Les sources radio quasars (/ ˈkweɪzɑr /) ou quasi-stellaires sont les membres les plus énergétiques et les plus distants des noyaux galactiques actifs. Les quasars sont extrêmement lumineux et ont d’abord été identifiés comme étant des sources élevées d’énergie électromagnétique, dont les ondes radio et la lumière visible, qui ressemblaient à des étoiles plutôt qu’à des sources étendues semblables à celles des galaxies. Leur luminosité peut être 100 fois supérieure à celle de la voie lactée.


Galaxie infrarouge lumineuse



Les galaxies infrarouges lumineuses ou LIRG sont des galaxies avec luminosités, la mesure de la luminosité, supérieure à 1011 L☉. Les LIRG sont plus abondants que les galaxies étoilées, les galaxies de Seyfert et les objets quasi-stellaires avec une luminosité totale comparable. Les galaxies infrarouges émettent plus d'énergie dans l'infrarouge que pour toutes les autres longueurs d'onde combinées. La luminosité d'un LIRG est 100 milliards de fois supérieure à celle de notre Soleil.


Propriétés


Champs magnétiques


Les galaxies ont champs magnétiques de leur propre.[92] They are strong enough to be dynamically important: they drive mass inflow into the centers of galaxies, they modify the formation of spiral arms and they can affect the rotation of gas in the outer regions of galaxies. Magnetic fields provide the transport of angular momentum required for the collapse of gas clouds and hence the formation of new stars.

The typical average equipartition strength for spiral galaxies is about 10 μG (microGauss) or 1 nT (nanoTesla). For comparison, the Earth's magnetic field has an average strength of about 0.3 G (Gauss or 30 μT (microTesla). Radio-faint galaxies like M 31 et M 33, our Milky Way's neighbors, have weaker fields (about 5 μG), while gas-rich galaxies with high star-formation rates, like M 51, M 83 and NGC 6946, have 15 μG on average. In prominent spiral arms the field strength can be up to 25 μG, in regions where cold gas and dust are also concentrated. The strongest total equipartition fields (50–100 μG) were found in starburst galaxies, for example in M 82 and the Antennae, and in nuclear starburst regions, for example in the centers of NGC 1097 and of other barred galaxies.[92]


Formation and evolution



Galactic formation and evolution is an active area of research in astrophysique.


Formation


Artist's impression of a protocluster forming in the early Universe[93]

Current cosmological models of the early Universe are based on the Big Bang theory. About 300,000 years after this event, atoms of hydrogène et hélium began to form, in an event called recombinaison. Nearly all the hydrogen was neutral (non-ionized) and readily absorbed light, and no stars had yet formed. As a result, this period has been called the "Temps sombres". It was from density fluctuations (or anisotrope irregularities) in this primordial matter that larger structures began to appear. As a result, masses of baryonique matter started to condense within cold dark matter halos.[94][95] These primordial structures would eventually become the galaxies we see today.


Artist's impression of a young galaxy accreting material

Early galaxies


Evidence for the early appearance of galaxies was found in 2006, when it was discovered that the galaxy IOK-1 has an unusually high redshift of 6.96, corresponding to just 750 million years after the Big Bang and making it the most distant and primordial galaxy yet seen.[96]

While some scientists have claimed other objects (such as Abell 1835 IR1916) have higher redshifts (and therefore are seen in an earlier stage of the Universe's evolution), IOK-1's age and composition have been more reliably established. In December 2012, astronomers reported that UDFj-39546284 is the most distant object known and has a redshift value of 11.9. The object, estimated to have existed around "380 million years"[97] après le Big Bang (which was about 13.8 billion years ago),[98] is about 13.42 billion light travel distance years une façon. The existence of such early protogalaxies suggests that they must have grown in the so-called "dark ages".[94] As of May 5, 2015, the galaxy EGS-zs8-1 is the most distant and earliest galaxy measured, forming 670 million years after the Big Bang. The light from EGS-zs8-1 has taken 13 billion years to reach Earth, and is now 30 billion light-years away, because of the expansion of the universe during 13 billion years.[99][100][101][101][102][103]


Early galaxy formation



The detailed process by which early galaxies formed is an open question in astrophysics. Theories can be divided into two categories: top-down and bottom-up. In top-down correlations (such as the Eggen–Lynden-Bell–Sandage [ELS] model), protogalaxies form in a large-scale simultaneous collapse lasting about one hundred million years.[105] In bottom-up theories (such as the Searle-Zinn [SZ] model), small structures such as globular clusters form first, and then a number of such bodies accrete to form a larger galaxy.[106]

Once protogalaxies began to form and contract, the first halo stars (called Population III stars) appeared within them. These were composed almost entirely of hydrogen and helium, and may have been massive. If so, these huge stars would have quickly consumed their supply of fuel and became supernovae, releasing heavy elements into the milieu interstellaire.[107] This first generation of stars re-ionized the surrounding neutral hydrogen, creating expanding bubbles of space through which light could readily travel.[108]

In June 2015, astronomers reported evidence for Population III stars dans le Cosmos Redshift 7 galaxy at z = 6.60. Such stars are likely to have existed in the very early universe (i.e., at high redshift), and may have started the production of éléments chimiques plus lourd que hydrogène that are needed for the later formation of planètes et la vie as we know it.[109][110]


Evolution


Within a billion years of a galaxy's formation, key structures begin to appear. Globular clusters, the central supermassive black hole, and a galactic bulge of metal-poor Population II stars form. The creation of a supermassive black hole appears to play a key role in actively regulating the growth of galaxies by limiting the total amount of additional matter added.[111] During this early epoch, galaxies undergo a major burst of star formation.[112]

During the following two billion years, the accumulated matter settles into a galactic disc.[113] A galaxy will continue to absorb infalling material from high-velocity clouds et dwarf galaxies throughout its life.[114] This matter is mostly hydrogen and helium. The cycle of stellar birth and death slowly increases the abundance of heavy elements, eventually allowing the formation de planètes.[115]


XDF view field compared to the angular size du Lune. Several thousand galaxies, each consisting of billions of étoiles, are in this small view.
XDF (2012) view: Each light speck is a galaxy, some of which are as old as 13.2 billion years[116] – the univers observable is estimated to contain 200 billion to 2 trillion galaxies.
XDF image shows (from left) fully mature galaxies, nearly mature galaxies (from 5 to 9 billion years ago), and protogalaxies, blazing with young stars (beyond 9 billion years).

The evolution of galaxies can be significantly affected by interactions and collisions. Mergers of galaxies were common during the early epoch, and the majority of galaxies were peculiar in morphology.[117] Given the distances between the stars, the great majority of stellar systems in colliding galaxies will be unaffected. However, gravitational stripping of the interstellar gas and dust that makes up the spiral arms produces a long train of stars known as tidal tails. Examples of these formations can be seen in NGC 4676[118] ou la Antennae Galaxies.[119]

The Milky Way galaxy and the nearby Andromeda Galaxy are moving toward each other at about 130 km/s, and—depending upon the lateral movements—the two might collide in about five to six billion years. Although the Milky Way has never collided with a galaxy as large as Andromeda before, evidence of past collisions of the Milky Way with smaller dwarf galaxies is increasing.[120]

Such large-scale interactions are rare. As time passes, mergers of two systems of equal size become less common. Most bright galaxies have remained fundamentally unchanged for the last few billion years, and the net rate of star formation probably also peaked approximately ten billion years ago.[121]


Future trends



Spiral galaxies, like the Milky Way, produce new generations of stars as long as they have dense molecular clouds of interstellar hydrogen in their spiral arms.[122] Elliptical galaxies are largely devoid of this gas, and so form few new stars.[123] The supply of star-forming material is finite; once stars have converted the available supply of hydrogen into heavier elements, new star formation will come to an end.[124][125]

The current era of star formation is expected to continue for up to one hundred billion years, and then the "stellar age" will wind down after about ten trillion to one hundred trillion years (1013–1014 years), as the smallest, longest-lived stars in our universe, tiny red dwarfs, begin to fade. At the end of the stellar age, galaxies will be composed of compact objects: brown dwarfs, white dwarfs that are cooling or cold ("black dwarfs"), neutron stars, et trous noirs. Eventually, as a result of gravitational relaxation, all stars will either fall into central supermassive black holes or be flung into intergalactic space as a result of collisions.[124][126]


Larger-scale structures



Deep sky surveys show that galaxies are often found in groups and grappes. Solitary galaxies that have not significantly interacted with another galaxy of comparable mass during the past billion years are relatively scarce. Only about 5% of the galaxies surveyed have been found to be truly isolated; however, these isolated formations may have interacted and even merged with other galaxies in the past, and may still be orbited by smaller, satellite galaxies. Isolated galaxies[note 2] can produce stars at a higher rate than normal, as their gas is not being stripped by other nearby galaxies.[127]

On the largest scale, the Universe is continually expanding, resulting in an average increase in the separation between individual galaxies (see Hubble's law). Associations of galaxies can overcome this expansion on a local scale through their mutual gravitational attraction. These associations formed early in the Universe, as clumps of dark matter pulled their respective galaxies together. Nearby groups later merged to form larger-scale clusters. This on-going merger process (as well as an influx of infalling gas) heats the inter-galactic gas within a cluster to very high temperatures, reaching 30–100 megakelvins.[128] About 70–80% of the mass in a cluster is in the form of dark matter, with 10–30% consisting of this heated gas and the remaining few percent of the matter in the form of galaxies.[129]



Most galaxies in the Universe are gravitationally bound to a number of other galaxies. These form a fractale-like hierarchical distribution of clustered structures, with the smallest such associations being termed groups. A group of galaxies is the most common type of galactic cluster, and these formations contain a majority of the galaxies (as well as most of the baryonique mass) in the Universe.[130][131] To remain gravitationally bound to such a group, each member galaxy must have a sufficiently low velocity to prevent it from escaping (see Virial theorem). If there is insufficient énergie cinétique, however, the group may evolve into a smaller number of galaxies through mergers.[132]

Clusters of galaxies consist of hundreds to thousands of galaxies bound together by gravity.[133] Clusters of galaxies are often dominated by a single giant elliptical galaxy, known as the brightest cluster galaxy, which, over time, tidally destroys its satellite galaxies and adds their mass to its own.[134]

Superclusters contain tens of thousands of galaxies, which are found in clusters, groups and sometimes individually. At the supercluster scale, galaxies are arranged into sheets and filaments surrounding vast empty voids.[135] Above this scale, the Universe appears to be the same in all directions (isotrope et homogène).[136]

The Milky Way galaxy is a member of an association named the Local Group, a relatively small group of galaxies that has a diameter of approximately one megaparsec. The Milky Way and the Andromeda Galaxy are the two brightest galaxies within the group; many of the other member galaxies are dwarf companions of these two galaxies.[137] The Local Group itself is a part of a cloud-like structure within the Virgo Supercluster, a large, extended structure of groups and clusters of galaxies centered on the Virgo Cluster.[138] And the Virgo Supercluster itself is a part of the Pisces-Cetus Supercluster Complex, a giant galaxy filament.


Multi-wavelength observation



This ultraviolet image of Andromeda shows blue regions containing young, massive stars.

The peak radiation of most stars lies in the spectre visible, so the observation of the stars that form galaxies has been a major component of optical astronomy. It is also a favorable portion of the spectrum for observing ionized H II regions, and for examining the distribution of dusty arms.

le poussière present in the interstellar medium is opaque to visual light. It is more transparent to far-infrared, which can be used to observe the interior regions of giant molecular clouds and galactic cores in great detail.[139] Infrared is also used to observe distant, red-shifted galaxies that were formed much earlier in the history of the Universe. Water vapor and gaz carbonique absorb a number of useful portions of the infrared spectrum, so high-altitude or space-based telescopes are used for infrared astronomy.


The southern plane of the Milky Way from submillimeter wavelengths[140]

The first non-visual study of galaxies, particularly active galaxies, was made using radio frequencies. The Earth's atmosphere is nearly transparent to radio between 5 MHz and 30 GHz. (The ionosphère blocks signals below this range.)[141] Large radio interferometers have been used to map the active jets emitted from active nuclei. Radio telescopes can also be used to observe neutral hydrogen (via 21 cm radiation), including, potentially, the non-ionized matter in the early Universe that later collapsed to form galaxies.[142]

Ultraviolet et X-ray telescopes can observe highly energetic galactic phenomena. Ultraviolet flares are sometimes observed when a star in a distant galaxy is torn apart from the tidal forces of a nearby black hole.[143] The distribution of hot gas in galactic clusters can be mapped by X-rays. The existence of supermassive black holes at the cores of galaxies was confirmed through X-ray astronomy.[144]


See also



Notes



  1. ^ Galaxies to the left side of the Hubble classification scheme are sometimes referred to as "early-type", while those to the right are "late-type".

  2. ^ The term "field galaxy" is sometimes used to mean an isolated galaxy, although the same term is also used to describe galaxies that do not belong to a cluster but may be a member of a group of galaxies.


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Sources


Bibliography





External links



















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