CANAL-U

Texte de la 195e conférence de l'Université de tous les savoirs donnée le 13 juillet 2000.

Évolution des Galaxies et des Quasars

par Françoise Combes

Les différents types de galaxies

Les galaxies sont observées sous des nombreuses formes, de nombreuses variétés. La principale classification distingue les galaxies à disques aplatis, ou galaxies spirales, et les galaxies elliptiques, composées essentiellement d'un sphéroïde de vieilles étoiles. La séquence de Hubble (voir Figure 1) place les divers types morphologiques selon leur concentration de masse centrale. Les galaxies spirales possèdent elles-aussi un sphéroïde concentré de vieilles étoiles en plus de leur disque, et l'importance de ce « bulbe » central augmente progressivement le long de la séquence (de droite à gauche). Le gaz interstellaire se concentre dans le disque, avec les jeunes étoiles nouvellement formées à partir du gaz; c'est pourquoi la fraction de masse de gaz varie aussi le long de la séquence, cette fois diminue de droite à gauche. La masse totale de la galaxie augmente de droite à gauche. De plus, l'aspect de la spirale évolue aussi le long de la séquence : les bras sont de plus en plus enroulés lorsqu'on se déplace de la droite vers la gauche.

Figure 1 : Séquence de Hubble des galaxies. À gauche, sont les galaxies elliptiques, qui nous apparaissent comme des ellipses en projection sur le ciel, et qui sont en fait des sphéroïdes, plus ou moins aplatis ou allongés. À droite, des galaxies spirales à disques, qui contiennent toutefois un sphéroïde en leur centre, ou « bulbe ». Le rapport bulbe sur disque croît de la droite vers la gauche. Il y a deux branches de galaxies spirales : les barrées et les non-barrées. Les premières constituent pratiquement les 3/4 des galaxies spirales.

La fraction des divers types morphologiques dépend beaucoup de l'environnement. Dans les amas denses de galaxies, les elliptiques dominent. Dans les régions plus isolées, ce sont les spirales qui dominent (elles constituent les 2/3 des galaxies). Les interactions entre galaxies accélèrent le taux d'évolution, celle-ci consiste à former des étoiles à partir du gaz, et de plus en plus concentrer et augmenter la masse de la galaxie.

Galaxies en perpétuelle évolution

Les galaxies sont soumises à des forces contradictoires : d'une part la gravitation, le principal moteur pour rassembler la masse, et en opposition avec cette attraction, la rotation à l'origine de forces centrifuges, et les mouvements d'agitation désordonnée. Or toute galaxie voudrait concentrer sa masse pour minimiser son énergie.

Pour ce faire, il est nécessaire d'avoir du gaz pour réduire les mouvements d'agitation. Les nuages de gaz entrent en collision et dissipent l'énergie par rayonnement.

Les étoiles, elles, ne rentrent jamais en collision (elles sont trop compactes par rapport à leur distances relatives), et l'énergie cinétique correspondant à leurs mouvements relatifs ne se dissipe jamais. C'est ainsi que les galaxies elliptiques, sans gaz, atteignent un équilibre relatif, grâce à l'agitation désordonnée des étoiles, et n'évoluent plus. Si elles sont aplaties, ce n'est pas par rotation, mais parce que l'agitation désordonnée est plus grande dans la direction du grand axe de l'ellipsoïde.

Les galaxies à disque, elles, possèdent du gaz et peuvent dissiper l'énergie cinétique. De plus, la formation de spirales est très efficace pour évacuer la rotation. Les spirales ne sont pas des bras de matière, comme les nuages de lait dans le café remué, mais ce sont des ondes. Seules les ondes peuvent subsister malgré la rotation différentielle. Car les galaxies ne tournent pas comme un corps solide (comme un disque microsillon), mais le centre tourne beaucoup plus vite que le bord. La matière au centre met des millions d'années pour faire un tour, la matière du bord met des milliards d'années. Dans ces conditions, un bras matériel s'enroulerait très rapidement, de plusieurs centaines de tours depuis le début de l'Univers, et toute spirale serait effacée. Ce problème d'enroulement n'existe pas si les spirales sont des ondes. Ces ondes tournent autour du centre comme un corps solide, bien plus lentement que les étoiles. Les étoiles entrent dans l'onde spirale, et en ressortent, au bout de quelques millions d'années. Les ondes peuvent ainsi durer plus longtemps, mais ne sont pas éternelles non plus. Elles échangent de l'énergie avec la matière, et apparaissent et disparaissent en des échelles de temps de l'ordre de 100 millions d'années. S'il existe du gaz, elles peuvent être sans arrêt renouvelées.

Ces ondes, si elles s'enroulent dans le sens « traînant » par rapport à la rotation de la galaxie, permettent d'évacuer la rotation vers l'extérieur, et la galaxie est plus concentrée après le passage des ondes. En effet, les spirales observées dans les galaxies s'enroulent toujours dans le sens « traînant ».

D'autre part, les ondes favorisent la formation d'étoiles à partir du gaz. Dans les ondes, la densité s'accumule, le gaz est comprimé, et les instabilités gravitationnelles se déclenchent : de nouvelles étoiles sont formées dans les bras spiraux. En somme, la formation des bras spiraux accélère l'évolution des galaxies : elle permet à la masse de se concentrer en évacuant la rotation, et aux étoiles de se former à partir du gaz.

Encore plus efficaces que les ondes spirales, sont les ondes barrées; les ondes spirales peuvent se comparer à des ondes progressives sur une corde, alors que les barres sont des ondes stationnaires. Leur action est d'autant plus durable. La formation de la barre est précédée de la formation d'une spirale, comme le montre la figure 2.

Figure 2 : Les diverses étapes de formation d'une barre, dans une simulation numérique. En haut les étoiles, en bas le gaz. Une spirale se forme d'abord, qui évacue une grande partie du moment angulaire, et permet à la barre de s'amplifier. Un anneau se forme dans le gaz au lieu de résonance avec la barre.

Les 3/4 des galaxies spirales sont barrées, d'après de nouveaux résultats en lumière proche infra-rouge, qui s'affranchit de l'absorption par la poussière. Les barres sont de puissants facteur d'évolution, qui transfèrent la masse vers le centre, comme les spirales plus haut. Leur action s'autorégule d'elle-même; lorsqu'il y a trop de masse vers le centre, la barre s'affaiblit et peut même disparaître. Ceci se passe en plusieurs étapes.

Grâce à des résonances entre la barre et la matière du disque, des étoiles sont propulsées en hauteur, perpendiculairement au disque. Il se forme ainsi un bulbe en forme de boite ou de cacahouète (voir figure 3). La concentration de masse centrale contribue donc à former le bulbe.

Figure 3 : Projection de la barre à la fin de la simulation, vue par la tranche, lorsque la barre est perpendiculaire (gauche) et parallèle (droite) à la ligne de visée. Les étoiles sont soulevées perpendiculairement au plan par des résonances, et forment une structure en cacahouète. (d'après Combes et Sanders, A&A 96, 164, 1981.)

Le gaz, lui, s'accumule aussi au centre, dans des régions de résonance, qui forment des anneaux. Des flambées de formation d'étoiles peuvent se produire, lorsque la densité de gaz accumulée est suffisante. Une partie du gaz peut aussi alimenter un trou noir massif déjà formé dans une étape antérieure. Ce phénomène est favorisé par la création d'une seconde barre, à l'intérieur de la première, qui tourne encore plus vite. Les barres/spirales peuvent être imbriquées les unes dans les autres comme les poupées russes (figure 4). Elles se relaient pour concentrer la masse vers le centre.

Figure 4 : Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes. Ici une barre nucléaire (droite) au sein de la barre primaire (gauche). Noter l'étoile en haut à gauche de la barre nucléaire, qui se retrouve dans les deux images et donne l'échelle relative. La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (d'après Combes et al. 2000).

Lorsque la concentration de masse vers le centre est trop forte, la barre s'affaiblit et disparaît. Le gaz qui tombe sur la galaxie dans les parties externes va alors alimenter le disque, et n'arrivera plus au centre. L'équilibre disque/bulbe se rétablit au profit du disque, et une autre instabilité en forme de barre/spirale peut s'établir, et tout recommence. Plusieurs épisodes de barres/spirales peuvent se développer dans une galaxie au cours de sa vie.

D'où vient cette matière nouvelle qui alimente à nouveau le disque? Une galaxie est un système ouvert, continuellement en train d'acquérir de la masse. Lu gaz provient des parties externes, et tombe vers le centre. Il existe beaucoup de gaz autour des galaxies, observé en radioastronomie grâce à la raie de l'hydrogène atomique (HI) à 21 cm de longueur d'onde. Le gaz visible en HI s'étend jusqu'à un rayon 4 fois celui du disque visible en optique (figure 5).

Figure 5 : Carte du gaz d'hydrogène atomique (HI à 21cm) obtenue en radio-astronomie, avec le VLA (Very Large Array, USA), dans le système de galaxies en interaction Messier 81-82. La photo optique des galaxies est montrée à droite pour comparaison, à la même échelle (d'après Yun et al. 1994, Nature 372, 530).

Évolution le long de la séquence de Hubble

De tous les phénomènes décrits précédemment, on peut déduire l'évolution des galaxies sur la séquence de Hubble. Les galaxies rentrent sur la séquence par la droite, sous forme de systèmes très riches en gaz, soit irréguliers, soit spirales très peu évoluées. Ces disques sont très instables et forment des spirales et des barres très rapidement. Ces barres concentrent la masse vers le centre, forment un petit bulbe (figure 6). La barre s'affaiblit et devient plus axisymétrique, elle acquiert du gaz dans le disque et reforme une barre, peut-être même deux imbriquées. Le bulbe devient de plus en plus massif, et la galaxie remonte la séquence de Hubble. Les disques que l'on observe aujourd'hui sont relativement jeunes, ce ne sont pas les disques d'autrefois. Cette évolution est encore accélérée en présence d'interactions de galaxies.

Figure 6 : Schéma de l'évolution des galaxies le long de la séquence de Hubble. Une galaxie à disque peu massif, sans bulbe est instable sous forme de spirale/barre, et celle-ci rassemble la masse vers le centre (voir l'évolution du bulbe, dans la projection de profil). Lorsqu'il y a trop de masse au centre, la barre disparaît, et le gaz provenant de l'extérieur enrichit le disque. Plus tard, une autre barre pourra se former, lorsque le rapport disque/bulbe sera a nouveau favorable. Une barre secondaire (cf. étape 3) peut relayer la barre primaire dans la concentration de la masse vers le centre.

Interactions et fusions de galaxies

Ce n'est que dans les années 1970 que la nature de l'interaction entre galaxies a été élucidée, grâce à des simulations sur ordinateur. C'est une interaction de marée, gravitationnelle. Elle donne lieu à des morphologies très différentes de celles des marées dans le système solaire, car les galaxies sont des systèmes assez peu liés, très déformables. Les premières simulations simples, à 3 corps, ont remarquablement réussi à montrer le mécanisme de la formation des spirales à deux bras.

L'interaction de marée est bisymétrique, de même que les marées terrestres engendrées par le Soleil et la Lune (il y a deux marées par 24h). Les deux perturbations de départ, sont étirées en filaments et ponts entre galaxies. Elles s'enroulent grâce à la rotation différentielle de la galaxie, qui tourne plus vite au centre qu'aux bords.

Le gaz d'hydrogène atomique est beaucoup plus déformable, car moins lié gravitationnellement à la galaxie, aussi forme-t-il des morphologies plus spectaculaires (fig. 5).

Lorsque la collision est de plein fouet, il se forme des ondes en forme d'anneau qui se propagent du centre vers le bord, comme les ondes émises à la surface de l'eau par le jet d'une pierre. Au passage de l'onde, se déclenche une flambée de formation d'étoiles, qui rend l'anneau particulièrement brillant (figure 7). Dans la direction perpendiculaire au plan, la galaxie est aussi très déformée. Après excitation, le plan gauchi et tordu en forme de crêpe, oscille pendant longtemps. Tous les plans de galaxies sont observés ainsi gauchis, même en l'absence de perturbation extérieure évidente. Ce phénomène est intéressant, car il permet de nous renseigner sur le potentiel gravitationnel à trois dimensions, et notamment sur la forme des halos de matière noire, cette matière qui ne rayonne pas, mais que l'on soupçonne dominer la masse, grâce aux mouvements de la matière.

Figure 7 : a) La Roue de Charette (ou Cartwheel) est le résultat de la collision de plein fouet entre deux galaxies. Une onde en forme d'anneau se propage du centre au bord, en déclenchant la formation de nouvelles étoiles. Un deuxième anneau se développe au centre (image du Hubble Space Telescope).

b) Simulation numérique de la collision, et formation de l'anneau dans les étoiles (gauche) et le gaz (droite), d'après Horellou et Combes, 2000).

Lors des interactions entre galaxies, celles-ci échangent de la matière; il est facile de le reconnaître, lorsqu'elles n'ont pas le même sens de rotation. De nombreux systèmes ont ainsi été observés avec deux courants en contre-rotation, certaines étoiles tournant dans un sens et certaines dans l'autre. Parfois le gaz ne tourne pas dans le même sens que les étoiles. ces systèmes donnent lieu à des instabilités particulières à un bras spiral. Parfois l'accrétion de matière n'est pas dans le même plan, et une partie de la matière tourne dans un plan perpendiculaire au plan principal (cas des anneaux polaires). L'interaction entre notre propre galaxie, la Voie Lactée, avec les Nuages de Magellan, a donné lieu à la formation du courant « magellanique », un anneau polaire de gaz, qui tourne au-dessus de nos têtes, dans un plan perpendiculaire à celui de la Voie Lactée.

Autour d'une galaxie elliptique, les étoiles d'une galaxie compagnon, une fois celle-ci détruite par les forces de marée, oscillent selon leur énergie dans le potentiel de la galaxie principale, et dans leur ballet dessinent des coquilles d'étoiles éphémères. ce phénomène est observé dans pratiquement la moitié des galaxies elliptiques (figure 8).

Figure 8 : La galaxie Centaurus A est une galaxie elliptique à noyau actif. Un jet de plasma est visible en contours radio (ici en bleu). Des coquilles d'étoiles (soulignées en jaune), se sont formées tout autour, par l'accumulation des étoiles du compagnon qui a été avalé récemment. Les coquilles contiennent aussi du gaz (HI 21cm, contours ici en blanc), et du gaz moléculaire (observé dans les cercles rouges), d'après Charmandaris et al. (2000, A&A 356, L1).

La collision entre galaxies est très inélastique. Il faut beaucoup d'énergie pour déformer les galaxies. Cette énergie est prise aux dépens de l'énergie orbitale, donc du mouvement relatif des galaxies l'une par rapport à l'autre. Ceci freine les galaxies, qui se rapprochent l'une de l'autre en spiralant. Après une ou deux révolutions, elles coalescent. Le moment angulaire et la rotation sont absorbés par la matière noire autour. Le gaz HI part essentiellement dans les queues de marée. Le gaz plus dense, moléculaire, s'accumule au centre. Cette accumulation déclenche un feu d'artifice, une flambée de formation d'étoiles. Certaines galaxies forment des étoiles à raison de 1000 par an, alors que le taux normal est plutôt de l'ordre d'une par an. A ce rythme, elles vont épuiser leur gaz rapidement; comme cela ne peut durer qu'une courte période, on l'appelle un sursaut de formation d'étoiles, ou starburst.

Formation de trous noirs massifs

Un trou noir est, par définition, un objet assez compact pour qu'il existe autour de lui un horizon au-delà duquel la vitesse d'échappement est supérieure à la vitesse de la lumière. Autrement dit, même la lumière ne peut en sortir, si elle s'aventure au-delà d'une distance du centre égale à l'horizon. A la fin de l'évolution d'une étoile massive, une supernova peut exploser et laisser un résidu compact. C'est un trou noir, si sa masse est supérieure à 3 masses solaires. Mais sa masse ne sera pas plus que 10 masses solaires, comme ordre de grandeur.

Pourtant, au centre des galaxies, existent des trous noirs supermassifs, de l'ordre de 100 millions à quelques milliards de masses solaires. Leur existence donne lieu à des phénomènes très lumineux, lorsque la matière tombe sur le trou noir, avant d'arriver à l'horizon. C'est ce que l'on appelle le phénomène de noyaux actifs de galaxies (NAG) et quasars.

Les quasars

L'origine du mot « quasar » vient de la contraction de « quasi-stars ». Ce sont des objets ponctuels, comme des étoiles, au spectre bizarre. Les raies d'émission observées ne correspondent à aucune de celles observées dans les étoiles. C'est Marteen Schmidt qui en 1964 a le premier élucidé le mystère. Le spectre peut très bien se comprendre par des raies connues, si on admet qu'il a été décalé vers le rouge d'une grande quantité. Ce décalage vers le rouge est dû à l'effet Doppler et à l'expansion de l'Univers. Toutes les galaxies s'éloignent de nous à une vitesse proportionnelle à leur distance. Comme les quasars s'éloignent de nous à très grande vitesse, ce sont des objets très lointains. Ils sont restés pendant très longtemps les objets les plus lointains connus, ce n'est que très récemment que l'on a pu détecter, grâce au télescope spatial Hubble, des galaxies encore plus lointaines.

C'est parce que les quasars rayonnent beaucoup (mille fois autant que la Voie Lactée) qu'il est possible de les voir aussi loin. De plus, ils sont bien plus rares que les galaxies, aussi n'y en a -t-il pas de très proches. Il existe des activités de noyaux de moindre importance : galaxies de Seyfert, LINERS par exemple. Ceux-là peuvent se trouver plus près de nous. Dans ces systèmes actifs, on peut voir nettement la galaxie-hôte, sous-jacente, et les objets n'apparaissent pas si ponctuels. La nature de l'activité est la même : le rendement est très efficace, pour qu'une petite région, le noyau, puisse rayonner beaucoup plus qu'une galaxie toute entière. Ce rendement exceptionnel ne peut pas venir seulement des réactions nucléaires qui font rayonner les étoiles. Il s'agit de la transformation de l'énergie gravitationnelle directement en énergie de rayonnement autour d'un trou noir, dans un disque d'accrétion. Le rendement peut être 10-20 % par rapport à l'énergie de masse mc2 (alors que le rendement de l'énergie nucléaire est un peu moins de 1 %).

Lorsque le gaz spirale vers le trou noir, avant d'atteindre l'horizon, au-delà duquel même la lumière qu'il émet sera avalée par le trou noir, il émet du rayonnement très énergétique, rayons X, UV, visible, etc. La température est très chaude, des milliers à des millions de degrés. Les étoiles elles-mêmes peuvent être détruites par effet de marée en passant près du trou noir, et le gaz qu'elles libèrent va alimenter le trou noir.

Comment peut croître le trou noir massif ?

Toute la matière (gaz ou étoile) qui tombe sur le trou noir va l'alimenter, mais le trou noir ne peut pas être boulimique. Le gaz en tombant rayonne beaucoup, et peut être repoussé par la pression de radiation. Si le trou noir avale trop de matière, celle-ci va rayonner tellement que la pression de radiation sera trop forte, et repoussera la matière qui tombait sur le trou noir. Il y a donc une luminosité maximale que peut avoir un trou noir en fonction de sa masse : c'est la limite d'Eddington, proportionnelle à sa masse.

Au mieux, si un trou noir avale de la matière à la limite d'Eddington en permanence, il mettra un milliard d'années à atteindre une masse de 300 millions de masses solaires. Mais en fait, c'est une limite idéale, la matière autour du trou noir n'est pas toujours disponible à la limite d'Eddington. Le trou noir doit forcément jeûner, même s'il est au centre d'un amas d'étoiles. Les étoiles qui passent très près du trou noir, peuvent être détruites par ses forces de marée, réduites à l'état de gaz, et avalées ensuite par le monstre. Mais les étoiles avec la trajectoire voulue, passant très près du trou noir, vont disparaître très vite, et il va falloir attendre que d'autres étoiles soient déviées de façon gravitationnelle pour occuper à nouveau ces trajectoires. Ceci prend un temps de l'ordre du temps de diffusion des étoiles : quelques centaines de millions d'années. Le taux de croissance du trou noir est donc limité par la diffusion : plusieurs milliards d'années, presque un temps de Hubble, pour obtenir la masse aujourd'hui observée dans les quasars.

Statistique des quasars

On connaît aujourd'hui des dizaines de milliers de quasars. Pour expliquer leur nombre, il y a deux scénarios possibles :

- Soit de rares galaxies ont un trou noir supermassif en leur centre, et rayonnent continuellement sous forme de quasars ;

- Soit le phénomène est très répandu, les trous noirs sont moins massifs, mais ne rayonnent que pendant une durée très limitée.

Les observations permettent d'éliminer le premier scénario, car si c'était toujours les mêmes objets, qui rayonnent et donc grossissent en masse, on devrait observer des trous noirs encore plus massifs que ceux que l'on voit aujourd'hui. D'autre part, les trous noirs manquent forcèment d'aliments, lorsqu'ils ont tout avalé dans leur voisinage. C'est plutôt le deuxième scénario qui est privilégié : il existe un trou noir massif dans pratiquement toutes les galaxies aujourd'hui, mais la durée d'activité est de quelques dizaines de millions d'années.

Dans notre Galaxie, un trou noir de 2 millions de masses solaires a été mis en évidence par le mouvement propre des étoiles dans le voisinage du noyau. L'étude de plusieurs galaxies proches, avec une grande résolution spatiale, a permis de révéler une relation de proportionnalité entre la masse du trou noir, et la masse du bulbe des galaxies (ou du sphéroïde, s'il s'agit d'une elliptique). La masse du trou noir est égale à 0.2% de la masse du bulbe.

Manifestations de l'activité

Comment se manifeste l'activité des noyaux? Les raies d'émission ne ressemblent pas à celles émises par une galaxie normale : les largeurs en vitesses sont énormes, de plusieurs milliers de km/s. Plus on s'approche du trou noir, plus les vitesses seront relativistes. D'autre part, l'énergie des photons émis est très grande, par exemple des rayons X très durs, bien plus durs que ne peuvent le faire les étoiles, les supernovae, et les ondes de choc associées. De plus, certains noyaux émettent des jets de gaz ionisé à des vitesses quasi relativistes. ces jets sont bien visibles en continuum radio, ils sont très étendus, jusqu'à des distances de 300 000 années-lumière, soit 10 rayons galactiques (cf. figure 9). La variabilité très courte des émissions, de quelques jours, ou quelques mois, est un reflet de la taille de la région émettrice (quelques jours ou quelques mois-lumière), et révèle aussi un noyau actif, ou un disque d'accrétion autour d'un trou noir massif.

Figure 9 : Certains noyaux actifs sont caractérisés par l'éjection de jets de plasmas très rapides, qui peuvent aller très loin dans l'espace, à plus de 10 fois le rayon de la galaxie qui les héberge. Ici les jets de la galaxie Cygnus A, observés en continuum radio avec le VLA (Very Large Array, USA), d'après Perley et al. (1984, ApJ 285, 35).

Notons qu'à plusieurs reprises, la vitesse des jets nous est apparue supérieure à celle de la lumière : on parle de jets superluminiques. Mais ce n'est qu'apparent, bien sûr, c'est un effet d'optique : le jet venant vers nous, les effets relativistes l'amplifient énormément. Et surtout la différence des temps d'arrivée des photons est du même ordre que le temps de traversée du jet. Le matériel au bout du jet émet de la lumière qui arrive plus vite vers nous, et la progression du jet semble aller plus vite que la lumière.

Formation des galaxies et des trous noirs massifs

Aujourd'hui, la grande sensibilité apportée par les grands instruments permet d'observer de plus en plus profondément, des galaxies de plus en plus lointaines.

Remonter dans l'espace revient à remonter dans le temps, car la lumière qui nous parvient de ces galaxies lointaines a été émise il y a très longtemps, lorsque l'Univers était bien plus jeune (cf figure 10). On peut remonter jusqu'à des redshifts (ou décalages vers le rouge) de z=5-6 avec le télescope spatial Hubble et les grands télescopes optiques de la classe des 10m (Keck, VLT, Gemini..). Ceci équivaut à remonter à une époque où l'Univers n'avait que 5% de son âge ! On s'aperçoit alors que le nombre de galaxies était plus grand autrefois. Les galaxies se forment par interaction et fusion, d'une façon hiérarchique. Leur nombre a diminué au moins d'un facteur 10, par rapport aux galaxies naines, très riches en gaz, très nombreuses à grand décalage spectral. Ces dernières sont les briques de base des galaxies géantes observées aujourd'hui.

Figure 10 : Photo du ciel très profonde obtenue par le télescope spatial Hubble (Hubble Deep Field North). La région ne contient pas d'étoiles de notre propre galaxie, mais que des galaxies plus ou moins lointaines. Ceci permet de remonter dans le temps, et d'observer l'Univers tel qu'il était jusqu'à 5% de son âge.

Le scénario de formation le plus plausible actuellement fait intervenir des halos de matière noire qui se forment de façon hiérarchique, eux aussi entrant en coalescence, et formant progressivement des entités plus massives. La matière baryonique (ordinaire) est attirée vers le fond des puits de potentiel par la gravité des halos noirs. Par dissipation le gaz forme un disque galactique, et les étoiles commencent à se former à partir du gaz.

Dans les amas de galaxies, l'évolution des galaxies est plus rapide, il y a plus d'interactions et le réservoir de gaz dans les parties externes est balayé. Celui-ci forme le milieu intra-amas, inter-galactique. Ce gaz très chaud est observé par les rayons-X qu'il émet (plusieurs millions de degrés).

La fusion des galaxies entraîne la formation de sphéroïdes, qui possèdent beaucoup moins de rotation que les disques galactiques. Selon le rapport de masse entre les galaxies qui fusionnent, on peut avoir :

- soit une galaxie elliptique, si les masses sont comparables,

- soit une galaxie spirale avec un bulbe, si la masse du compagnon est inférieure au 1/3 de la galaxie principale.

Dans tous les cas, la fusion entraîne encore plus de gaz vers le centre; une partie engendre une flambée de formations d'étoiles (starburst), et quelques pourcents viennent alimenter le trou noir massif central, qui existe dans pratiquement toutes les galaxies.

Trous noirs binaires

Dans ce scénario de formation de galaxies par fusion, une galaxie géante aujourd'hui est le résultat de plusieurs (environ 10) fusions durant le temps de Hubble. On s'attend donc à trouver un grand nombre de fusions de trous noirs massifs (cf figure 11). Lorsque les galaxies fusionnent, les deux trous noirs au centre tombent vers le centre commun de potentiel, par friction dynamique. Puis ils forment un système binaire, stable pendant un certain temps. Leur temps de fusion totale dépend beaucoup de la densité d'étoiles au centre. Les trous noirs binaires ne peuvent perdre de l'énergie qu'en capturant une étoile, formant un système à trois corps, qui va ensuite éjecter l'étoile. Celle-ci emporte du moment angulaire et de l'énergie, et permet aux deux trous noirs de se rapprocher. Mais peu à peu, les étoiles dans les bonnes trajectoires ont toutes été éjectées, et il faut à nouveau compter sur le temps de diffusion des étoiles (quelques centaines de millions d'années) pour rapprocher les trous noirs. Toutefois, si une autre fusion entre galaxies survenait pendant ce temps, on aurait un système à 3-corps formé de trois trous noirs, et l'un d'entre eux serait éjecté dans l'espace inter-galactique par effet de fronde. Peu à peu les trous noirs massifs se retrouvent-ils à errer isolés dans l'espace inter-galactique ?

En fait, la binaire de trous noirs n'est pas exactement centrée, mais plutôt effectue des petites oscillations dans le centre, ce qui lui permet de capturer plus d'étoiles, et de fusionner plus vite. Ceci permet d'éviter la fuite des trous noirs entre les galaxies, et explique bien la présence de trous noirs dans pratiquement toutes les galaxies.

Figure 11 : Lorsque deux galaxies à noyau actif fusionnent, les trous noirs massifs au centre vont finir par fusionner, additionnant leur masse. Ici l'interaction entre deux noyaux actifs, possédant chacun un jet radio (contours VLA), d'après Owen et al. 1985 (ApJ 294, L85).

Histoire de la formation des étoiles

Dans le passé, les galaxies étaient plus nombreuses, elles possédaient plus de gaz, et le temps dynamique était plus court. En effet la densité comobile était plus grande, du fait de l'expansion. L'échelle de temps était beaucoup plus rapide. On prévoit alors un maximum de fusions de galaxies à z=2 (t = 4 milliards d'années environ). De même l'essentiel de la formation d'étoiles, et de l'activité des quasars a dû arriver à cette époque. Ceci correspond parfaitement aux observations (figure 12).

Figure 12 : Histoire de la formation d'étoiles dans l'Univers. Le taux de formation d'étoiles a traversé un maximum vers l'époque z=2, i.e. lorsque l'Univers avait 20% de son âge actuel (d'après Madau et al. 1996, MNRAS 283, 1388).

En conclusion, la moisson d'observations récentes à permis de se rendre compte que les galaxies sont des systèmes en pleine évolution, toujours instables. Les disques se forment en premier, mais se détruisent aussi très vite, lors de l'évolution séculaire, ou des interactions et fusions entre galaxies. Les bulbes ou sphéroïdes se forment progressivement. Ils représentent l'état final de la concentration de masse, il sont formés de vieilles étoiles, et ne possèdent pas de gaz. Une galaxie ayant épuisé tout son gaz est en quelque sorte figée dans son évolution. Il faudra une accrétion de gaz extérieur pour aller plus loin (fusion entre galaxies par exemple).

Les trous noirs massifs se forment par le même mécanisme que les bulbes grossissent : par chute du gaz et de la matière au centre, par évolution continue des disques (barres, spirales) et par les perturbations extérieures (fusions). Il est alors naturel de trouver une relation de proportionnalité entre la masse des trous noirs et la masse du bulbe dans chaque galaxie. Les galaxies évoluent à différentes vitesses, beaucoup plus rapide dans les amas de galaxies, stimulées par les interactions entre les voisins.