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L'astrophysique nucléaire

Qu'est-ce qu'une galaxie ?


Une galaxie est composée de plus de 300 milliards d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires.

Publié le 10 décembre 2015

Les ondes qui parcouraient le gaz primordial ont créé des zones où la matière s’est plus ou moins accumulée. Sous l’effet de la gravité, ces grumeaux vont s’amplifier et former un réseau de filaments cosmiques au sein desquels se forment les premières galaxies. En quelques centaines de millions d'années, celles-ci se concentrent par centaines à la croisée des filaments et forment de grands amas. Au sein de l’amas, les galaxies interagissent par leur gravité mutuelle ; entre elles se trouve un gaz ténu très chaud qui brille dans la gamme des rayons X. Chacune compte des centaines de milliards d’étoiles, ainsi que des poussières et des gaz interstellaires dont la cohésion est assurée par la gravitation.

Formation des galaxies

Les premières données sur la formation des galaxies remontent à 1914 ; mais elles ont été mises en évidence dans le courant des années 1920, principalement par l'astronome américain Edwin Hubble.

Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux : elliptiques, spirales ou irrégulières (auxquels s’ajoutent les lenticulaires).

Des observations plus modernes ont fourni des informations complémentaires :

  • les galaxies elliptiques sont pauvres en gaz et en poussières et se composent la plupart du temps d'étoiles âgées ;
  • les galaxies spirales sont généralement riches en gaz et en poussières et possèdent un mélange d'étoiles jeunes et plus âgées ;
  • les galaxies irrégulières sont assez riches en gaz, poussières et en étoiles jeunes.


Galaxie naine ESO 540-31- © L.Limatola/ESA/Hubble
La galaxie naine ESO 540-31 est située à 11 millions d’années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Baleine. © L.Limatola/ESA/Hubble
VidéoFormation de galaxies


évolution des galaxies

À partir de ces informations, les chercheurs ont construit une théorie de l'évolution des galaxies qui suggère que les galaxies elliptiques sont, en fait, le résultat de collisions entre galaxies spirales et/ou irrégulières. Ces collisions les dépouillent d’une grande partie du gaz et des poussières et distribuent de façon aléatoire les orbites des étoiles.


La Voie lactée

Notre système solaire appartient à la Voie lactée. Parmi ses nombreuses galaxies satellites, deux sont particulièrement remarquables : le grand et le petit nuage de Magellan, visibles à l’oeil nu dans l’hémisphère sud. La galaxie la plus proche est celle d’Andromède, distante de 2,3 millions d’années-lumière. Notre galaxie est encore en pleine évolution. Des indices de nucléosynthèse récente sont apportés par l’observation de la radioactivité de son disque et la détection de la désintégration de l’aluminium 26 dans différentes directions. Il s’agit d’un noyau radioactif dont la durée de vie est d’environ un million d’années (alors que le disque galactique, lui, est âgé de 10 milliards d’années environ).

Ces études mettent en évidence avec précision les mécanismes qui aboutissent à la formation de l’aluminium 26. Le but est de comprendre comment cet isotope peut être produit par les étoiles et éjecté dans le milieu interstellaire avant qu’il ne se désintègre, c’est-à-dire en moins d’un million d’années. Il apparaît que ses sources essentielles sont les étoiles massives dites de Wolf-Rayet ainsi que les supernovas.


Evolution des étoiles dans notre galaxie


Diagramme d'Herzsprung-Russell

Ce diagramme représente la luminosité d’une étoile en fonction de sa température de surface (la luminosité a pour base de référence la luminosité du Soleil = 1). On voit que les étoiles se regroupent en plusieurs régions :

  • La bande centrale appelée séquence principale qui correspond aux étoiles dans la phase la plus longue de leur vie, celle où elles transforment l’hydrogène en hélium en leur centre.

  • En haut, à droite, on trouve les étoiles dans les phases de combustion nucléaire plus avancées : fusion de l’hélium en carbone et oxygène, et fusion du carbone en éléments plus lourds, néon, magnésium et silicium.
    Ce sont les géantes rouges et les supergéantes rouges.

  • En bas, à gauche, les naines blanches, phase finale des étoiles de petite masse comme notre Soleil.


Au cours de sa vie, le point figuratif d'une étoile se déplace dans le diagramme d'Herzsprung-Russell.