Chocs intergalaxies (I)
Comme on le sait, en plus des galaxies communes (en plus des spirales, elliptiques et irrégulières) il y a d'autres galaxies que nous appelons actives. Ces processus sont très violents et les quasars sont les plus caractéristiques. Mais avec eux, nous ne complétons pas non plus le spectre des galaxies qui offrent les observations. Il existe encore (2% du total des galaxies ou complétées) un autre groupe qui reste en dehors des groupes mentionnés. Ils sont généralement très grands, généralement déformés, ont de nombreux filaments et isasts et apparaissent en petits couples ou groupes.
Cette dernière particularité fut précisément la donnée la plus importante pour détecter son origine : les galaxies décrites sont la conséquence du choc entre deux ou plusieurs galaxies communes. L'importance des chocs réside également dans le fait que la plupart des galaxies elliptiques peuvent être formés par l'impact. Cependant, nous essaierons de clarifier ce deuxième point à une prochaine occasion.
Il est logique de penser que les chocs intergalactiques ne doivent pas être représentés comme les chocs étudiés dans le domaine de la physique, mais comme une interaction gravitationnelle. Les nuages de gaz et de poussières interstellaires sont le principal moteur de ces interactions. Par conséquent, les conséquences seront très différentes selon qu'il y a ou non contact entre galaxies, taille, etc. Comme nous le verrons plus loin, les étoiles se déplacent sous les ordres du champ de gravité, mais ne souffrent pas de collisions entre elles.
Or, les conséquences peuvent être décrites ou beaucoup plus particulières en analysant l'interaction entre la Voie Française et les Nuages de Magellan, comme des galaxies annelées ou des galaxies avec des filaments, des antennes, des points d'accumulation de mats, etc. Exemples de ces structures et d'autres B. A. Ils peuvent être trouvés dans l'atlas réalisé par les astronomes soviétiques Vorontsov - Velyaninov.
Dans la constellation de Canes Venatici nous avons un couple de galaxies très reconnu, formé par M51 (NGC5194) et ngc5195. Le premier a une structure spirale et l'autre était probablement le cas, mais beaucoup moins. On pense que ce dernier, une période de centaines de millions d'années en orbite autour de l'autre, a assez déformé sa structure spirale en touchant l'un des deux bras du M51. À son tour, la distribution des étoiles du ngc555 a été réorganisée, les dotant d'une galaxie spirale barrée encore indéfinie.
Une structure très spéciale a également été créée en raison de la collision des galaxies NGC4038 et NGC4039, deux filaments ou antennes qui se développent dans des directions opposées du centre.
Un autre exemple très spectaculaire sont les galaxies en forme d'anneau. Ils sont classés en trois groupes: RE (formé par un anneau elliptique vide, sans qu'apparaisse nulle part le noyau occupé par les galaxies), RN (galaxies en forme d'anneau elliptique avec un noyau qui ne se trouve pas au centre) et, finalement, RK (celles dans lesquelles la condensation qui peut être noyau se trouve dans l'anneau lui-même). Apparemment, ces galaxies proviennent d'une elliptique et spirale qu'ils ont collisé à plein. Dans ce cas, logiquement, l'interaction est beaucoup plus forte que dans les occasions précédentes.
L'image montre les étapes de l'évolution que nous exposerons immédiatement. Quand au début la galaxie elliptique entre dans le noyau de l'autre, et environ un million par an, qui peut durer le processus, les étoiles de l'autre galaxie se déplacent dehors formant l'anneau. Dans ces cas, en outre, la galaxie elliptique qui a provoqué la redistribution est vu près de l'anneau.
Même si une galaxie se plonge totalement dans l'autre, comme dans le dernier cas décrit, les collisions entre étoiles se produisent à peine. La distance moyenne entre les étoiles est 10 millions de fois leur diamètre. Par conséquent, malgré l'immersion des galaxies et la duplication de la densité, il est très difficile que des collisions entre les étoiles se produisent.
Nous parlons que la probabilité de collisions entre les étoiles est pratiquement nulle, mais qu'en est-il de la probabilité entre les chocs des galaxies? La distance moyenne entre les galaxies est seulement le soixantième de son diamètre et encore moins dans les amas. La vitesse par rapport au Baricentro, pour sa part, se situe autour des 1.000 km/s, avec à peine deux millions d'années lumière. Par conséquent, le temps moyen entre les impacts qu'une galaxie peut supporter est de 15 milliards d'années, c'est-à-dire l'âge de l'univers. Par conséquent, la moyenne des impacts qu'une galaxie a pu subir est une. Comme on le voit, la probabilité n'est pas négligeable et c'est pourquoi toutes les structures décrites ont pu être créées.
Enfin, nous allons mentionner une particularité des galaxies touchées par le choc. Grâce aux effets de marée, les nuages de gaz et de poussière interstellaires démarrent facilement les processus de compression. C'est pourquoi ils ont beaucoup de jeunes étoiles bleues et peu de matière interstellaire.
ÉPHÉMÉRIDESSOL : 23 septembre entre en Balance à 12 h 47 min., équinoxe d'automne.
PLANÈTES
|
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
