Voir la source de Galaxie

{{Autre|Notre propre galaxie|Voie lactée}}
{{Voir homonymes|Galaxie (homonymie)}}
[[Fichier:Whirpool Galaxy.jpg|vignette|La [[galaxie spirale]] [[M51 (galaxie)|M51]] (galaxie du Tourbillon).]]
Une '''galaxie''' (du [[latin]] ''galaxias'') est une structure [[Univers|cosmique]] formée d'[[étoile]]s, de [[Système planétaire|leurs planètes]] éventuelles, de [[gaz]], de [[poussière interstellaire]], sans doute essentiellement de [[matière noire]], le tout rassemblé par l’effet de [[gravitation]] de l'ensemble de ces composantes. En leur centre se trouve souvent un [[trou noir supermassif]]. Les galaxies sont de formes diverses : [[galaxie spirale|spirale]], [[galaxie elliptique|elliptique]], [[Galaxie à anneau|à anneau]], ou [[galaxie irrégulière|irrégulière]]. Elles peuvent elles-mêmes se rassembler, toujours par l’effet de gravitation, en [[Groupe de galaxies|groupes de galaxies]], eux-mêmes pouvant se structurer en [[Amas de galaxies|amas]] et [[superamas de galaxies]].
 
== Présentation ==
[[Fichier:Artist’s impression of the remote dusty galaxy A2744 YD4.jpg|vignette|gauche|Vue d'artiste de [[A2744 YD4]], une des plus lointaines et des plus anciennes galaxies connues dans l'[[Univers observable]], découverte en 2017.]]
La [[Voie lactée]], ou la Galaxie (avec une majuscule), c'est-à-dire la galaxie dans laquelle se trouve le [[Système solaire]], compte quelques centaines de milliards d'[[étoile]]s (10{{exp|11}})<ref name="Secret of a Virgo Dwarf Galaxy">{{Lien web |langue = en | url = http://www.eso.org/public/news/eso0018/ | titre = Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy | éditeur = [[Observatoire européen austral]] | jour = 3 | mois = mai | année = 2000 | consulté le = 14 octobre 2008 }}.</ref>{{,}}<ref>{{lien web |langue=en |titre=How many stars are there in the Universe? |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/How_many_stars_are_there_in_the_Universe |site=esa.int |consulté le=15-04-2023}}.</ref> et a une extension de l'ordre de {{unité|80000|[[année-lumière|années-lumière]]}}. Un rapport de la [[Agence spatiale européenne|mission spatiale européenne]] ''[[Gaia (satellite)|Gaia]]'' a rendu publique, le {{date-|25 avril 2018}}, la position de {{unité|1 692 919 135 étoiles}} de notre galaxie, ce qui représente moins de 1 % de la totalité de ses étoiles<ref>{{Article|titre={{unité|1 692 919 135 étoiles}} cataloguées |périodique=[[Le Monde]] |date=25 avril 2018 |prénom=Roland | nom=Lehoucq |issn=0395-2037 |lire en ligne=https://www.lemonde.fr/sciences/article/2018/04/25/1-692-919-135-etoiles-cataloguees_5290217_1650684.html?xtmc=etoiles&xtcr=1 }}.</ref>. La plupart des galaxies typiques comportent un nombre similaire d'astres, mais les [[galaxie naine|galaxies naines]] comptent à peu près une dizaine de milliards d'étoiles (10{{exp|10}})<ref name="Secret of a Virgo Dwarf Galaxy"/> et des galaxies géantes comptent plusieurs milliers de milliards d'étoiles (10{{exp|12}}). Sur la base de ces chiffres et de la taille de l'[[univers observable]], on estime que celui-ci compte quelques centaines de milliards de galaxies de masse significative. La population de galaxies naines est cependant très difficile à déterminer, du fait de leur masse et de leur luminosité très faibles. Il pourrait donc contenir jusqu'à {{unité|2000|milliards}} de galaxies, mais cela ne pourra être confirmé qu'avec les observations des futurs télescopes (tel le [[Télescope géant européen]] ou le [[Télescope de Trente Mètres]])<ref>{{Lien web |titre=Sciences. L'Univers compte environ 2000 milliards de galaxies |url=https://www.ouest-france.fr/sciences/espace/sciences-l-univers-compte-environ-2-000-milliards-de-galaxies-4556295 |date=13 octobre 2016 |site=[[Ouest-France]] |consulté le=15 octobre 2016}}.</ref>.

Les galaxies en tant que [[système stellaire|systèmes stellaires]] de grande taille ont été mises en évidence dans le courant des années 1920, principalement par l'[[astronome]] [[États-Unis|américain]] [[Edwin Hubble]], bien que des premières données indiquant ce fait remontent à 1914. Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux : [[galaxie elliptique|elliptiques]], [[galaxie spirale|spirales]], [[galaxie irrégulière|irrégulières]]. Une description plus étendue des types de galaxies a été donnée à la même époque par Hubble et est depuis nommée [[séquence de Hubble]].

[[File:Hubble Interacting Galaxy NGC 3690 (2008-04-24).jpg|vignette|{{lien|Arp 299}}, [[galaxies en interaction]] de la constellation de la [[Grande Ourse]].]]
Toutes les étoiles ne font pas partie de galaxies. S'il semble établi que c'est au sein des galaxies que se [[Naissance des étoiles|forment les étoiles]], dans des [[Région à sursauts de formation d'étoiles|régions à sursauts de formation d'étoiles]], elles sont susceptibles d'en être expulsées, soit du fait d'[[Galaxies en interaction|interactions entre galaxies]], soit du fait de rencontres rapprochées entre une étoile et un astre très massif, tel un [[trou noir supermassif]] situé au centre d'une galaxie. On observe ainsi certaines étoiles dotées d'une vitesse élevée par rapport à leur galaxie, signe qu'elles n'y sont plus liées gravitationnellement. De telles étoiles sont de ce fait appelées « [[Étoile en fuite|étoiles en fuite]] ». Plusieurs représentantes de cette classe sont connues, telles [[SDSS J090745.0+024507]] et [[GRO J1655-40]], toutes deux en train de quitter la Voie lactée. La première est probablement issue d'une rencontre rapprochée avec son trou noir central [[Sagittarius A*]] (Sgr A*) en son [[centre galactique]], la seconde est sans doute issue d'une [[supernova]] asymétrique dont le résidu compact a été expulsé de la région où l'explosion a eu lieu.

== Étymologie ==
[[Fichier:AustraliaSky.jpg|vignette|gauche|La [[Voie lactée]] (notre galaxie) et son [[centre galactique]] (au centre) vus depuis la planète [[Terre]], située dans son [[bras d'Orion]].]]
Le mot ''galaxie'' provient du [[latin]] ''galaxias'', lui-même issu du terme [[grec]] désignant notre propre galaxie, {{Grec ancien|γαλαξίας|galaxías}}, « laiteux », sous-entendu {{grec ancien|κύκλος|kúklos}}, « cercle », dérivé du nom {{Grec ancien|γάλα|gala}}, « lait »<ref>{{Larousse|mot=galaxie|numéro=35855}}.</ref>{{,}}<ref>{{CNRTL|galaxie}}.</ref>. On trouve aussi en grec ancien {{Grec ancien|ὁ τοῦ γάλακτος κύκλος|ho toû gálaktos kúklos}}, « le cercle de lait »<ref>{{en}} Henry George Liddell et Robert Scott, ''A Greek-English Lexicon. Revised and augmented throughout by Sir Henry Stuart Jones with the assistance of Roderick McKenzie'', Oxford, Clarendon Press. 1940, articles « γαλαξίας » et « γάλα ».</ref>, ou encore {{Références nécessaires|{{grec ancien|ὁ κύκλος γαλακτικός|ho kúklos galaktikós}}, « cercle laiteux »}}, à cause de son apparence dans le ciel. Dans la [[mythologie grecque]], [[Zeus]] plaça son fils [[Héraclès]], né de son union avec la mortelle [[Alcmène]], sur le sein de son épouse [[Héra]] lorsqu'elle était endormie afin que le bébé devienne immortel en buvant son lait divin. Lorsque celle-ci se réveilla, elle se rendit compte qu'elle allaitait un bébé inconnu qu'elle repoussa, et un jet de lait aspergea le ciel, formant cette pâle bande lumineuse appelée « Voie lactée ».

Dans la littérature astronomique, le mot « Galaxie » muni d'un ''G'' [[Capitale et majuscule|majuscule]] se réfère à notre propre galaxie, la [[Voie lactée]], afin de la distinguer des autres galaxies.

Avant la mise en évidence des galaxies, était employé le terme de « [[nébuleuse]] », qui décrivait tout objet diffus de la [[sphère céleste]]. Cette dénomination remonte à [[William Herschel]], qui établissant son catalogue d'objets du [[Objet du ciel profond|ciel profond]], utilisa le terme de « nébuleuse spirale » pour des objets tels que [[Galaxie d'Andromède|M31]]. Ceux-ci furent plus tard identifiés comme étant d'immenses agglomérations d'étoiles, et lorsque les distances entre elles commencèrent à être comprises, elles furent nommées « univers-îles ». Cependant, cette nomenclature tomba en désuétude au profit du terme « galaxie ».

== Identification des galaxies ==
[[Fichier:M31, the Andromeda Galaxy, Killarney Provincial Park Observatory.jpg|vignette|gauche|[[Galaxie d'Andromède]] (M31).]]
Des dizaines de milliers de galaxies ont été recensées, parmi d'autres objets, à travers de nombreux [[Catalogue astronomique|catalogues astronomiques]], tels que le [[catalogue de Messier]] et le [[New General Catalogue]], qui référencent également des [[nébuleuse]]s, mais aussi plus spécifiquement les catalogues [[Catalogue of Principal Galaxies|PGC]], [[Uppsala General Catalogue|UGC]], [[Morphological Catalogue of Galaxies|MCG]], [[Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies|CGCG]], [[Index Catalogue|IC]]{{etc.}} Ainsi, la [[galaxie spirale barrée]] couramment appelée [[M109 (galaxie)|M109]] est-elle également identifiée par les numéros {{nobr|NGC 3992}}, {{nobr|PGC 37617}}, {{nobr|UGC 6937}}, {{nobr|MCG+09-20-044}}, {{nobr|CGCG269-023}}{{, etc.}} Certaines galaxies remarquables ont reçu un nom d'usage (parfois plusieurs) couramment employé à la place des numéros d'identification, telles que par exemple la [[galaxie d'Andromède]], les [[nuages de Magellan]], les [[galaxies des Antennes]], la [[M51 (galaxie)|galaxie du Tourbillon]] (également appelée ''galaxie des Chiens de Chasse''), la [[M104 (galaxie)|galaxie du Sombrero]]{{Etc.}}
{{clr}}

== Ordres de grandeur ==
Une galaxie typique comme la Voie lactée comprend quelques centaines de milliards d'étoiles et a une taille de l'ordre de {{unité|100000|[[année-lumière|années-lumière]]}} (une année-lumière équivaut à environ {{unité|9500|milliards}} de kilomètres). De façon remarquable, ces chiffres peuvent s'exprimer uniquement en termes de diverses [[constante fondamentale|constantes fondamentales]]. Plus précisément, un raisonnement simple permet de relier la taille d'une galaxie au phénomène d'[[instabilité gravitationnelle]] qui voit un objet plus dense que le milieu ambiant se contracter sous certaines conditions du fait de son propre champ gravitationnel. Cela se produit essentiellement quand un objet se refroidit brutalement, auquel cas sa [[pression]] baisse brutalement et ne peut plus contrer l'effet attractif de la gravité. Dans ce contexte, on prédit que la masse ''M''{{ind|g}} et la taille ''R''{{ind|g}} d'une galaxie sont vraisemblablement de l'ordre de :

:<math>M_{\rm g} \sim \frac{\alpha^5}{\alpha_G^2}\left(\frac{m_{\rm p}}{m_{\rm e}}\right)^\frac{1}{2} m_{\rm p} \simeq 1,\!5\times 10^{11} M_\odot</math>,
:<math>R_{\rm g} \sim \frac{\alpha^3}{\alpha_G}\left(\frac{m_{\rm p}}{m_{\rm e}}\right)^\frac{1}{2} \lambda_{\rm e} \simeq 74\;{\rm kpc}</math>,
où <math>\alpha</math> et <math>\alpha_G</math> représentent respectivement la [[constante de structure fine]] (électromagnétique) et la [[constante de structure fine gravitationnelle]], et <math>m_{\rm p}</math> et <math>m_{\rm e}</math> la masse du [[proton]] et de l'[[électron]], respectivement.

Il faut plus de dix milliards d'années pour que la lumière des plus lointaines galaxies parvienne jusqu’à la [[Terre]]<ref>« [https://www.cieletespace.fr/actualites/une-galaxie-lointaine-observee-grace-a-un-telescope-gravitationnel Une galaxie lointaine observée grâce à un télescope gravitationnel] », ''[[Ciel et Espace]]'', 10 octobre 2008 (consulté le 31 août 2009).</ref>.

== Historique des observations ==

=== Voie lactée ===
[[Fichier:Herschel-Galaxy.png|vignette|gauche|La forme de la [[Voie lactée]] telle qu'elle fut déduite par [[William Herschel]] en 1785 ; on pensait que le [[Soleil]] était proche du centre de la Galaxie.]]
{{Article détaillé|Voie lactée}}

Dès l'Antiquité, les philosophes tentèrent de saisir la nature de la bande lumineuse connue sous le nom de [[Voie lactée]]. Le [[philosophe]] [[grèce antique|grec]] [[Anaxagore]] (500-{{date|-428}} ) la concevait comme {{Citation|l'effet de la lumière des astres qui ne sont pas offusqués par le Soleil}}<ref>{{lien web |langue=en | auteur = [[Anaxagore de Clazomènes]] | date = {{-s-|V}} | titre = Doxographie (fragments) | url=http://remacle.org/bloodwolf/philosophes/anaxagore/fragments.htm | consulté le = 14 octobre 2008 }}.</ref>. De la même manière, [[Démocrite]] (450-{{date|-370}}) suggéra qu'elle était due à un grand nombre de petites étoiles.

[[Aristote]], cependant, pensait que ce qu'on observait était la combustion d'une partie de l'air, enflammé par le mouvement des astres<ref>{{lien web |langue=en | auteur=[[Aristote]] | date = -334 | url = http://remacle.org/bloodwolf/philosophes/Aristote/meteorologie.htm#VIII | titre = Météorologie, chapitre VIII : De la Voie lactée. | consulté le = 14 octobre 2008 }}.</ref>, impliquant donc qu'elle se trouvait dans la sphère sublunaire.

[[Geminos|Geminos de Rhodes]], probablement vers {{date|-55}}, décrit la Voie lactée comme {{Citation|un des grands cercles de la sphère des fixes. D'assez grande largeur, il est composé d'une poussière d'étoiles en forme de nébuleuse ; c'est le seul grand cercle dans l'univers qui soit visible. Il y a sept grands cercles : l'[[Équateur terrestre|équateur]], le [[zodiaque]], les [[colure]]s, l'[[Horizon (physique)|horizon]] en chaque lieu, le [[méridien]], la [[Voie lactée]]<ref>{{Ouvrage |langue originale=grc |auteur1=Geminos |traducteur=Germaine Aujac |titre=Introduction aux phénomènes |lieu=Paris |éditeur=[[Les Belles Lettres]] |collection=Collection des Universités de France |année=1975 |pages totales=215 |passage=XXIV et 33 |isbn=}}.</ref>.}}

[[Fichier:Milky Way IR Spitzer.jpg|vignette|Le cœur ([[centre galactique]]) de la [[Voie lactée]] vu en infrarouge par le [[télescope spatial]] [[Spitzer (télescope spatial)|''Spitzer'']] de la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]].]]
L'[[astronome]] [[Empire perse|perse]] [[Al-Biruni]] (973 - 1048 {{ap JC}}) réfuta lui aussi la proposition d'Aristote, en tentant de calculer la [[parallaxe]] de la Voie lactée, et en notant que puisqu'elle est nulle, elle doit se trouver à grande distance de la Terre, et donc hors de l'atmosphère. Il proposa également que la Voie lactée était une collection d'innombrables étoiles [[nébuleuse]]s. Les preuves de cela vinrent en 1610, quand [[Galilée (savant)|Galilée]] utilisa sa [[lunette astronomique]] pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était effectivement composée d'un nombre incalculable d'étoiles de faible éclat<ref>{{lien web |langue=en | auteur1=J. J. O'Connor | auteur2=E. F. Robertson | date = novembre 2002 | url = http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Biographies/Galileo.html | titre = Galileo Galilei | éditeur = University of St. Andrews | consulté le = 8 janvier 2007}}.</ref>. [[Thomas Wright (astronome)|Thomas Wright]], dans son ouvrage ''{{lang|en|An Original Theory or New Hypothesis of the Universe}}'' (1750), étudie la structure de la Galaxie et imagine qu’elle forme un nuage aplati. Dans un traité de 1755, [[Emmanuel Kant]] spécule à juste titre que notre galaxie pouvait être un corps en rotation d'un nombre incroyable d'étoiles tenues ensemble par des [[gravitation|forces gravitationnelles]], au même titre que le [[Système solaire]]. Le disque d'étoiles résultant peut être vu, en perspective, comme une bande dans le ciel, pour un observateur se trouvant en son sein. Kant avança également que quelques-unes des nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies<ref name="our_galaxy">{{lien web |langue=en  | auteur =J. C. Evans  | date= 24 novembre 1998 | url = http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm | titre = Our Galaxy | éditeur = George Mason University | consulté le = 4 janvier 2007}}.</ref>.

La première tentative de description de la forme de la Voie lactée et de la disposition du [[Soleil]] en son sein fut faite par [[William Herschel]] en 1785. Il répertoria {{cita|avec soin la position et les distances d'un grand nombre d'étoiles}}<ref>{{Ouvrage |auteur1=[[Stephen Hawking]] |titre=[[Une brève histoire du temps]] |éditeur= |année= |passage=56 |isbn= |titre chapitre=L'univers en expansion}}.</ref>. Il fit un diagramme de la forme de la Voie lactée et plaça le Système solaire près du centre. En 1920, [[Jacobus Kapteyn]] arriva à une image d'une petite [[Galaxie elliptique|galaxie ellipsoïdale]] (d'environ {{unité|15000|[[parsec]]s}} de diamètre), avec le Soleil également proche du centre<ref>{{lien web |langue=en | auteur=Marschall Laurence A. | date=21 octobre 1999 | url=http://www.sciam.com/space/article/id/how-did-scientists-determ/topicID/2/catID/3 | titre=How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy--in other words, how do we know that our solar system is in the arm of a spiral galaxy, far from the galaxy's center? | éditeur=Scientific American | consulté le=13 décembre 2007}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage |langue=en |coauteur=Koupelis, Theo |prénom1=Karl F. |nom1=Kuhn |titre=In Quest of the Universe |lieu=Sudbury |éditeur=Jones and Bartlett Publishers |année=2004 |numéro d'édition=4 |pages totales=674 |isbn=978-0-7637-0810-8 |lire en ligne=https://books.google.com/books?id=A7wxTqCBFCEC&printsec=frontcover}}.</ref>. Une méthode différente, proposée par [[Harlow Shapley]], fondée sur la position des [[amas globulaire]]s, mena à une image radicalement différente de tout ce qui avait été vu jusque-là : un disque plat d'un diamètre d'environ {{unité|70000|parsecs}} (soit un peu plus de {{unité|200000|[[année-lumière|années-lumière]]}}) avec le Soleil très éloigné du centre<ref name="our_galaxy" />. Les deux analyses ne tinrent pas compte de l'[[Absorbance|absorption de la lumière]] par la [[poussière interstellaire]] (phénomène appelé [[extinction (astronomie)|extinction]]) présente dans le [[plan galactique]], mais après que [[Robert Jules Trumpler]] eut quantifié cet effet en 1930, en étudiant les [[amas ouvert]]s, l'image actuelle de notre galaxie émergea<ref>{{article |langue=en | nom1 = Trimble | prénom = V. | titre=Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space | journal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]] | année=1999 | numéro=31 | pages=1479 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AAS...195.7409T | consulté le = 8 janvier 2007}}.</ref>.

=== Autres objets nébuleux ===
[[Fichier:M51Sketch.jpg|vignette|Croquis de la [[M51 (galaxie)|galaxie du Tourbillon]], fait par [[William Parsons|lord Rosse]] en 1845.]]

Vers la fin du {{s-|XVIII}}, [[Charles Messier]] établit [[Catalogue de Messier|son catalogue]] contenant {{nobr|110 « [[nébuleuse]]s »}}, comme on appelait alors indistinctement les objets diffus observés dans le ciel. Ce catalogue fut suivi d'un plus grand, le ''{{lang|en|[[Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars]]}}'' de {{unité|5000|objets}}, établi par [[William Herschel]]<ref name="our_galaxy" />. En 1845, [[William Parsons|lord Rosse]] construisit un nouveau télescope qui fut capable de distinguer les nébuleuses [[galaxie elliptique|elliptiques]] et [[galaxie spirale|spirales]]. Il essaya également de mettre en évidence des sources ponctuelles à l'intérieur de certaines nébuleuses, donnant ainsi crédit à la conjecture de Kant<ref>{{lien web|langue=en | auteur = Abbey Lenny | url = http://labbey.com/Telescopes/Parsontown.html | titre = The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown | éditeur = The Compleat Amateur Astronomer | consulté le = 4 janvier 2007}}.</ref>.

[[Fichier:Pic iroberts1.jpg|vignette|gauche|Photographie de la « Grande nébuleuse d'Andromède » ([[Galaxie d'Andromède|NGC 224]]) datant de 1899. On y reconnaît également ses deux satellites les plus brillants, [[M32 (galaxie)|M32]] et [[M110 (galaxie)|NGC 205]].]]

En 1917, [[Heber Doust Curtis|Herber Curtis]] observa des clichés de la [[supernova]] [[SN 1885A]] dans la « [[Galaxie d'Andromède|grande nébuleuse d'Andromède]] » ([[Galaxie d'Andromède|M31]], dans le [[catalogue de Messier]]). En cherchant dans la photographie, il trouva {{nobr|11 [[nova]]s}} de plus. Curtis remarqua que ces novas étaient en moyenne {{nobr|10 [[magnitude apparente|magnitudes]]}} plus faibles que celle de notre galaxie. Grâce à ces résultats, il fut capable d'estimer la distance qui nous séparait d'elles à environ {{unité|150000|parsecs}}. Il devint donc adepte de ce que l'on appelle la théorie des « univers-iles », avançant que les nébuleuses spirales sont en réalité des galaxies indépendantes, mais sa découverte resta peu diffusée<ref>{{article |langue=en | auteur=Heber D. Curtis | lien auteur=Heber Doust Curtis | titre=Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | année=1988 | volume=100 | pages=6 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988PASP..100....6C}}.</ref>.

En 1920, le « [[Grand Débat (astronomie)|Grand Débat]] », concernant la nature de la [[Voie lactée]], des nébuleuses spirales, et la taille de l'[[Univers]], prit place avec comme principaux protagonistes [[Harlow Shapley]] et [[Heber Doust Curtis|Herber Curtis]]. Pour renforcer son idée que la grande nébuleuse d'Andromède était une galaxie externe, Curtis nota l'apparence des lignes sombres s'apparentant aux nuages de [[poussière interstellaire|poussière]] présents dans la Voie lactée, ainsi qu'un décalage de la lumière dû à l'[[Effet Doppler|effet Doppler-Fizeau]]<ref>{{lien web|langue=en | auteur=Harold F. Weaver | url = http://www.nap.edu/readingroom/books/biomems/rtrumpler.html | titre = Robert Julius Trumpler | éditeur = National Academy of Sciences | consulté le = 5 janvier 2007}}.</ref>.

[[Fichier:Arp 147.jpg|vignette|[[Arp 147]], une des [[Galaxie particulière|galaxies particulières]] les plus connues.]]
Le fait fut définitivement établi par [[Edwin Hubble]] au début des années 1920 en utilisant un nouveau télescope. Il fut capable de résoudre les parties externes de quelques nébuleuses spirales comme étant des collections d'étoiles individuelles et identifia quelques [[étoile variable|variables]] appelées [[céphéide]]s. S'appuyant sur les travaux d'[[Henrietta Swan Leavitt]] de 1908, la [[relation période-luminosité]], qui établit une relation entre la luminosité des céphéides et le rythme de leurs pulsations, permettant ainsi aux astronomes d'estimer la distance nous séparant de ces objets, Hubble découvrit que celles qu'il observait dans la nébuleuse spirale étaient bien trop lointaines pour faire partie de la Voie lactée<ref>{{article |langue=en | auteur=[[Edwin Hubble]] | lien auteur=Edwin Hubble | titre=A spiral nebula as a stellar system, Messier 31 | journal=Astrophysical JournalEngl | année=1929 | volume=69 | pages=103–158 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1929ApJ....69..103H}}.</ref>. En 1936, Hubble créa un système de [[classification des galaxies]] qui est encore utilisé de nos jours : la [[séquence de Hubble]]<ref>{{Article |langue=en | nom1 = Sandage | prénom = Allan | titre=Edwin Hubble, 1889–1953 | journal=The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada | année=1989 | volume=83 | numéro=6 | url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html | consulté le = 2007-01-08}}.</ref>.

=== Recherche moderne ===
En 1944, [[Hendrik Christoffel van de Hulst|Hendrik van de Hulst]] prédit la [[raie à 21 centimètres|raie à {{unité|21 cm}}]], située dans les [[micro-onde]]s et émise par le [[Milieu interstellaire|gaz interstellaire]] fait d'[[hydrogène]] atomique ; ce rayonnement fut observé en 1951. Elle permit d'approfondir grandement l'étude de la [[Voie lactée]], puisqu'elle n'est pas affectée par l'[[extinction (astronomie)|absorption par la poussière]], et l'impact que l'[[Effet Doppler|effet Doppler-Fizeau]] a sur elle put être utilisé pour cartographier le mouvement du gaz au sein de la galaxie. Ces observations menèrent à la proposition d'une structure en forme de [[galaxie spirale barrée|barre]] tournant sur elle-même au [[Bulbe galactique|centre de la galaxie]]. Grâce à des [[radiotélescope]]s plus performants, le gaz d'hydrogène pourrait aussi être repéré dans d'autres galaxies.

[[Fichier:GalacticRotation2.svg|vignette|gauche|Courbe de rotation galactique d'une [[galaxie spirale]] typique : telle qu'elle est prédite (A) et telle qu'elle est observée (B).]]

Dans les années 1970, on découvrit, au travers des études de [[Vera Rubin]] sur la vitesse de rotation du gaz dans les galaxies, que la masse visible (des étoiles et du gaz) totale ne correspond pas avec la vitesse de rotation du gaz. On pense que ce problème de la rotation des galaxies peut être expliqué par la présence d'énorme quantité de [[matière noire]] invisible.

Au début des années 1990, le [[télescope spatial]] [[Hubble (télescope spatial)|''Hubble'']] améliora grandement la qualité des observations. Il établit, entre autres, que la matière noire manquante dans notre galaxie ne pouvait pas être uniquement constituée d'étoiles trop faibles pour être vues. Le [[champ profond de Hubble|champ profond de ''Hubble'']], une image à [[temps de pose|pose]] extrêmement longue d'une partie relativement vide du ciel, apporta la preuve que l'Univers contient environ {{nobr|125 milliards}} de galaxies. Les progrès de la technologie concernant la détection de rayonnement invisible à l'[[œil humain]] (radiotélescopes, télescopes à [[infrarouge]]s, à [[rayon X|rayons X]]{{, etc.}}) permirent la détection d'autres galaxies qui n'avaient pas été détectées par ''Hubble''. Plus particulièrement, les observations effectuées dans la [[zone d'évitement]] (la région du ciel invisible à cause de la Voie lactée) révélèrent de nouvelles galaxies{{Référence nécessaire|date=juillet 2022}}.

{{clr}}
== Composition ==
=== Milieu interstellaire ===
{{Article détaillé|Milieu interstellaire}}
{{...}}

=== Matière sombre ===
{{Article détaillé|Matière noire}}

Dans les années 1970, on réalisa que la masse totale visible, dans les galaxies, des étoiles et du gaz, ne pouvait pas expliquer correctement la vitesse de rotation de celles-ci, qui est systématiquement anormalement élevée par rapport à ce qu'elle aurait dû être étant donné la masse visible dont les galaxies étaient composées. Ceci amena à postuler l'existence d'une nouvelle forme de matière, appelée [[Matière noire|matière sombre]]. Celle-ci n'émet aucun rayonnement, mais son existence est révélée par l'influence de son [[champ gravitationnel]] sur la dynamique des étoiles. Dès le début des années 1990, le [[télescope spatial]] [[Hubble (télescope spatial)|''Hubble'']] apporta une grande amélioration dans les observations lointaines. Ces nouvelles observations permirent notamment d'établir que la matière sombre de notre Galaxie ne peut se composer uniquement d'étoiles faibles et petites. D'autres observations [[cosmologie|cosmologiques]] arrivent à la même conclusion, attestant l'idée que la matière sombre est une nouvelle forme de matière inconnue en laboratoire{{refnec}}. Au sein des galaxies, la matière forme un halo sphérique plus étendu que la galaxie elle-même, et ayant un profil de densité dit en « sphère isotherme », c'est-à-dire décroissant comme l'inverse du carré de la distance au centre{{refnec}}.

== Types et morphologie ==
[[Fichier:Hubble sequence photo.png|vignette|redresse=1.5|Les différents types de galaxies, selon la [[séquence de Hubble]] : le type ''E'' correspond à une [[galaxie elliptique]], le ''S'' à une [[galaxie spirale]] et le ''SB'' à une [[galaxie spirale barrée]].]]

{{Article détaillé|Classification des galaxies}}

Il y a trois grands types de galaxies : les [[galaxie elliptique|elliptiques]], les [[galaxie spirale|spirales]] et les [[galaxie irrégulière|irrégulières]]. Une description détaillée des différents types de galaxies reposant sur leur apparence est établie par la [[séquence de Hubble]]. Puisque la séquence de Hubble est entièrement fondée sur la caractéristique morphologique visuelle, il arrive qu'elle ne tienne pas compte de caractéristiques importantes telles que le [[taux de formation d'étoiles]] (dans les [[Galaxie à sursauts de formation d'étoiles|galaxies {{anglais|starburst}}]]) ou l'activité du noyau (dans les [[galaxie active|galaxies actives]])<ref name="IRatlas">{{lien web |langue=en | prénom1=T. H.|nom1=Jarrett| url = http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ | titre = Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas | éditeur = California Institute of Technology | consulté le = 9 janvier 2007}}.</ref>. À l'époque de la réalisation de sa classification, Hubble pensait que les différents types de morphologies galactiques correspondaient à un degré d'évolution variable de ces objets, partant d'un état sphérique sans structure (type E0), puis s'aplatissant progressivement (type E1 à E7), avant de produire les bras spiralés (types Sa, Sb, Sc, ou SBa, SBb, SBc). Cette hypothèse d'évolution a depuis été totalement invalidée, mais la dénomination en termes de « galaxie précoce » (''{{lang|en|early-type galaxy}}'' en [[anglais]]) pour les elliptiques et « galaxie tardive » (''{{lang|en|late-type galaxy}}'') pour les spirales est par contre, toujours usitée.

=== Galaxies elliptiques ===
{{Article détaillé|Galaxie elliptique}}
[[Fichier:A galactic mega-merger.jpg|vignette|gauche|redresse|[[NGC 3597]], produit d'une collision entre deux galaxies, évolue vers une [[galaxie elliptique]] géante.]]

Le système de classification de Hubble compte les galaxies elliptiques sur la base de leur [[excentricité orbitale|excentricité]] (c'est-à-dire de l'aplatissement de leur image projetée sur le ciel), allant de E0 (pratiquement sphérique) à E7 (fortement allongée), le chiffre suivant le « E » correspondant à la quantité <math>\textstyle{10\times(1-\frac{b}{a})}</math>, où ''a'' et ''b'' sont le demi grand axe et le demi petit axe de la galaxie telle qu'elle est observée. Ces galaxies ont un profil [[Ellipsoïde|ellipsoïdal]], leur donnant une apparence elliptique quel que soit l'angle de vue. Leur apparence montre peu de structures et elles ne possèdent pas beaucoup de [[milieu interstellaire|matière interstellaire]]. Par conséquent, ces galaxies contiennent peu d'[[amas ouvert]]s et ont un taux de formation d'étoiles peu élevé. Des étoiles plus anciennes et plus évoluées, tournant autour de leur [[centre de gravité]] commun de manière aléatoire, dominent donc ces galaxies. En ce sens, elles présentent une certaine similitude avec les [[amas globulaire]]s, mais à plus grande échelle<ref name="elliptical">{{lien web|langue=en | auteur = M.A. Barstow | année = 2005 | url = http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml | titre = Elliptical Galaxies | éditeur = Leicester University Physics Department |consulté le= 8 juin 2006}}.</ref>.

Les galaxies les plus grandes sont elliptiques géantes. On pense que de nombreuses galaxies elliptiques se sont formées grâce à une [[Galaxies en interaction|interaction de galaxies]] qui ont fini par fusionner. Elles peuvent atteindre des tailles énormes (comparée aux galaxies spirales, par exemple). D'autre part, ces galaxies elliptiques géantes sont souvent trouvées au cœur des grands [[amas de galaxies]]<ref>{{lien web|langue=en |date= 20 octobre 2005 |titre=Galaxies| url = http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php |éditeur = Cornell University | consulté le = 10 août 2006}}.</ref>. Les galaxies {{anglais|starburst}} sont souvent le résultat d'une collision des galaxies<ref name="elliptical" />. La galaxie elliptique géante la plus proche de la nôtre est [[M87 (galaxie)|M87]], dans la [[constellation]] de la [[Vierge (constellation)|Vierge]], à {{nobr|60 millions}} d'années-lumière.

=== Galaxies spirales ===
{{Article détaillé|Galaxie spirale}}
[[Image:Blackeyegalaxy.jpg|vignette|redresse|La [[M64 (galaxie)|galaxie de l'œil noir]].]]

Les [[Galaxie spirale|galaxies spirales]] forment la classe la plus emblématique des galaxies. Elles sont faites d'un disque composé d'étoiles et de [[milieu interstellaire]], en rotation autour d'un [[bulbe galactique|bulbe]] central d'étoiles généralement plus anciennes. De ce bulbe émergent des [[Bras spiral|bras]] relativement brillants. Dans le schéma de classification de Hubble, les galaxies spirales correspondent au type ''S'', suivi d'une lettre (''a'', ''b'', ou ''c'') qui indique le degré d'enroulement des [[Bras spiral|bras spiraux]] ainsi que la taille du bulbe central. Une galaxie ''Sa'' est dotée de bras relativement mal définis et possède une région centrale relativement importante. En revanche, une galaxie ''Sc'' possède des bras très ouverts et bien tracés ainsi qu'un bulbe de petite taille<ref>{{lien web |langue=en | auteur = Smith Gene |date= 6 mars 2000 | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html | titre = Galaxies — The Spiral Nebulae | éditeur = University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences | consulté le = 30 novembre 2006 }}.</ref>.

Dans les galaxies spirales, les bras spiraux forment une [[spirale logarithmique]] approximative, un schéma qui peut être, en théorie, le résultat d'un dérangement dans la masse d'étoiles rotative uniforme. Les bras spiraux tournent autour du centre, au même titre que les étoiles, mais avec une [[vitesse angulaire]] constante. Cela veut dire que les étoiles entrent et sortent des bras spiraux ; les étoiles proches du centre galactique orbitent plus vite que les bras alors que les étoiles les plus externes se déplacent moins vite que les bras. On pense que les bras spiraux sont des zones où la densité de matière est plus haute, on peut donc les voir comme des « vagues de densité ». Lorsque les étoiles traversent un bras, la vitesse de chaque système stellaire est modifiée par les forces [[gravitation]]nelles supplémentaires exercées par une densité de matière plus élevée (cette vélocité retourne à la normale une fois que l'étoile ressort du bras). Cet effet est semblable à une « vague » de ralentissement sur une autoroute saturée en voitures.

Les bras sont visibles à cause de leur teneur en étoiles jeunes et brillantes, dues à la forte densité de matière qui facilite la formation d'étoiles. Or les étoiles les plus lumineuses sont aussi les plus massives, et ont une durée de vie très brève (quelques millions d'années contre dix milliards d'années pour le Soleil), aussi les zones les plus lumineuses sont-elles au voisinage des lieux de formation d'étoiles, les étoiles massives n'ayant pas le temps de s'en éloigner significativement lors de leur brève existence.

==== Galaxies spirales barrées ====
{{Article détaillé|Galaxie spirale barrée}}
[[Fichier:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|vignette|La galaxie spirale barrée [[NGC 1300]].]]

La majorité des galaxies spirales ont une bande d'étoiles linéaire en leur centre, à partir de laquelle émergent les bras spiraux<ref>{{article |langue=en | auteur=P. B. Eskridge, J. A. Frogel | titre=What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies? | journal=Astrophysics and Space Science | année=1999 | volume=269/270 | pages=427–430 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Ap&SS.269..427E}}.</ref>. Dans la classification de Hubble, elles sont désignées d'un ''SB'', suivi d'une lettre minuscule (''a'', ''b'', ou ''c''), indiquent encore une fois la forme et la disposition des bras spiraux (de la même manière que les galaxies spirales non-barrées). On pense que les barres sont des structures temporaires qui peuvent survenir à la suite d'un rayonnement de densité du cœur vers l'extérieur, ou à la suite d'une interaction avec une autre galaxie faisant intervenir la [[force de marée]]<ref>{{article |langue=en | auteur=F. Bournaud, F. Combes | titre=Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal | journal=Astronomy and Astrophysics | année=2002 | volume=392 | pages=83–102 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...392...83B}}.</ref>. De nombreuses galaxies spirales barrées sont [[galaxie active|actives]], cela est peut-être du gaz canalisé le long des bras<ref>{{article |langue=en | auteur=J. H. Knapen, D. Pérez-Ramírez, S. Laine | titre=Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies | journal=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society | année=2002 | volume=337 | numéro=3 | pages=808–828 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002MNRAS.337..808K}}.</ref>.

Notre propre galaxie est une grande galaxie spirale barrée<ref>{{article |langue=en | prénom1= C. |nom1=Alard | titre=Another bar in the Bulge | journal=Astronomy and Astrophysics | année=2001 | volume=379 | numéro=2 | pages=L44-L47 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...379L..44A}}.</ref> d'environ {{unité|30000|parsecs}} de diamètre et de {{unité|1000|parsecs}} d'épaisseur. Elle contient approximativement {{unité|2 e11 étoiles}}<ref>{{lien web |langue=en | auteur = Robert Sanders | titre=Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum | éditeur=UCBerkeley News | date= 9 janvier 2006 | url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/01/09_warp.shtml | consulté le=24 mai 2006}}.</ref> et a une masse totale d'environ {{unité|6 e11 [[masse solaire|masses solaires]]}}<ref>{{article |langue=en | auteur=G. R. Bell, S. E. Levine | titre=Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership | journal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]] | année=1997 | volume=29 | numéro=2 | pages=1384 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...19110806B}}.</ref>.

=== Morphologies particulières ===
{{Article détaillé|Galaxie irrégulière}}
Les galaxies particulières sont des formations galactiques développant des propriétés inhabituelles dues à des interactions gravitationnelles avec d'autres galaxies, les [[Force de marée|forces de marée]], responsables de ces déformations. Les [[Galaxie à anneau|galaxies annulaires]], possédant une structure formée d'étoiles et de gaz en forme d'anneau autour du centre galactique, sont de bons exemples de galaxies particulières. Une galaxie annulaire peut se former lorsqu'une galaxie plus petite passe à travers le centre d'une galaxie spirale<ref>{{article |langue=en | auteur=R. A. Gerber, S. A. Lamb, D. S. Balsara | titre=Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass | journal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]] | année=1994 | volume=26 | pages=911 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.3204G}}.</ref>. Un tel évènement a pu se produire sur la [[galaxie d'Andromède]], qui présente plusieurs anneaux en [[infrarouge]]<ref>{{lien brisé |langue=en | éditeur=Esa Science News |date= 14 octobre 1998 | titre=ISO unveils the hidden rings of Andromeda | url=http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm | consulté le=24 mai 2006}}.</ref>.

Une [[galaxie lenticulaire]] est une forme de transition, ayant à la fois les propriétés d'une galaxie elliptique et spirale. Dans la séquence de Hubble, elles portent la mention ''S0''. Elles possèdent des bras, certes mal définis, et un halo d'étoiles elliptique<ref>{{lien web|langue=en |date= 31 mai 2004 | url = http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0419.html | titre = Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed | éditeur = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | consulté le = 6 décembre 2006}}.</ref> (les [[galaxie lenticulaire barrée|galaxies lenticulaires barrées]] sont de type ''SB0'').

<gallery>
Fichier:NGC 2787.jpg|[[NGC 2787]], [[galaxie lenticulaire]] barrée [[Galaxie à anneau|à anneaux]].
Fichier:Cartwheel Galaxy.jpg|[[Galaxie de la Roue de chariot]], [[galaxie lenticulaire]] [[Galaxie à anneau|à anneau]] de la [[constellation]] du [[Sculpteur (constellation)|Sculpteur]].
Fichier:Hoag's object.jpg|L'[[objet de Hoag]], une [[galaxie à anneau]].
Fichier:Ngc5866 hst big.jpg|gauche|La galaxie lenticulaire [[NGC 5866]].
</gallery>

En plus de morphologies mentionnées ci-dessus, certaines galaxies n'entrent dans aucune de ces catégories. Il s'agit des [[galaxie irrégulière|galaxies irrégulières]]. Une galaxie ''Irr-I'' possède une certaine structure, mais n'est pas clairement apparentée à un type quelconque de la séquence de Hubble. Les galaxies ''Irr-II'' ne possèdent aucune structure comparable à quoi que ce soit dans le schéma de Hubble, et peuvent même avoir été déchirées<ref>{{lien web|langue=en | auteur = Barstow M.A. | année = 2005 | url = http://www.star.le.ac.uk/edu/Irregular.shtml | titre = Irregular Galaxies | éditeur = University of Leicester | consulté le = 5 décembre 2006}}.</ref>. Des exemples proches de galaxies irrégulières (naines) sont les [[nuages de Magellan]].

=== Galaxies naines ===
{{Article détaillé|Galaxie naine}}

En dépit de la prééminence des grandes galaxies elliptiques et spirales, il semble que la plupart des galaxies de l'Univers sont des galaxies naines. Ces galaxies minuscules ont une taille pouvant descendre à 1 % de celle de la [[Voie lactée]] et contiennent seulement quelques milliards, voire quelques centaines de millions d'étoiles. Des galaxies naines ultra-compactes font seulement {{nobr|100 parsecs}} de long<ref>{{Article |langue=en | auteur=S. Phillipps, M. J. Drinkwater, M. D. Gregg, J. B. Jones | titre=Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster | journal=The Astrophysical Journal | année=2001 | volume=560 | numéro=1 | pages=201–206 | doi=10.1086/322517 }}.</ref>.

La majorité des galaxies naines orbitent autour d'une galaxie plus grande ; la Voie lactée a au moins une douzaine et probablement davantage de [[Galaxie satellite|satellites]] nains<ref>{{article |langue=en | prénom1=Kimm | nom1=Groshong | titre=Strange satellite galaxies revealed around Milky Way | périodique=New Scientist | date=24 avril 2006 | url=https://www.newscientist.com/article/dn9043 | consulté le=10 janvier 2007}}.</ref>. Les galaxies naines sont elles-mêmes être [[galaxie naine elliptique|elliptiques]], [[galaxie naine spirale|spirales]], ou [[galaxie naine irrégulière|irrégulières]].

== Rotation des galaxies ==
[[Fichier:Galactic Rotation-fr.svg|vignette|gauche|Courbe de rotation galactique : prédite (A) et observée (B).]]

Un graphique représentant la vitesse de rotation de la matière en fonction de la distance entre celle-ci et le centre galactique peut prendre deux formes, la courbe plate B étant la plus répandue. Analysons de plus près les formes des courbes de rotation. L'article cité<ref>[https://arxiv.org/abs/astro-ph/0506370 Galaxy Rotation Curves Without Non-Baryonic Dark Matter].</ref> en donne un grand nombre.

Près du [[centre galactique]], la vitesse est proportionnelle à la distance au centre galactique. La [[vitesse angulaire]] de rotation est donc constante comme dans un [[État solide|solide]]. La courbe devient ensuite [[parabole|parabolique]], ce qui correspond à une densité de masse d'étoiles constante. Après le maximum, la courbe est généralement plate, la densité d'étoiles est décroissante. Enfin, très loin du centre galactique où la densité d'étoiles est très faible, on retrouve les [[lois de Kepler]], qui ne peuvent être vérifiées qu'en présence d'étoiles suffisamment lumineuses faisant partie de la galaxie en question. (cf article [[Matière noire]])

{{clr}}
== Activités exceptionnelles ==

=== Interaction ===


La distance moyenne séparant les galaxies dans un amas est relativement petite. Par conséquent, les [[Galaxies en interaction|interactions entre galaxies]] sont assez fréquentes, et jouent un rôle important dans leur [[Formation et évolution des galaxies|évolution]]. Lorsque deux galaxies se manquent de peu, elles subissent néanmoins des déformations dues à la [[force de marée]], et peuvent échanger une certaine quantité de [[Milieu interstellaire|gaz]] et de [[poussière interstellaire|poussière]]<ref name="umda">{{lien brisé|consulté le=18 mars 2013|url=http://www.astro.umd.edu/education/astro/gal/interact.html}}.</ref>{{,}}<ref name="suia">{{lien web|langue=en | url = http://cosmos.swin.edu.au/entries/interactinggalaxies/interactinggalaxies.html?e=1 | titre = Interacting Galaxies | éditeur = Swinburne University | consulté le = 19 décembre 2006}}.</ref>.

<gallery>
Fichier:Antennae Galaxies reloaded.jpg|Les [[galaxies des Antennes]], une paire de [[Galaxie en interaction|galaxies en interaction]] allant probablement [[fusion de galaxies|fusionner]] dans {{nobr|400 millions}} d'années<ref>{{article | langue=en | auteur=J. E. Barnes, L. Hernquist | titre=Dynamics of interacting galaxies | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | année=1992 | volume=30 | pages=705-742 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ARA&A..30..705B}}.</ref>.
Fichier:Galaxies Gone Wild!.jpg|Quelques [[galaxies en interaction]].
Fichier:Hubble Interacting Galaxy Arp 148 (2008-04-24).jpg|gauche|[[Arp 148|Objet de Mayall]], résultant d'une collision entre deux [[galaxie particulière|galaxies particulières]].
</gallery>
Les collisions se produisent lorsque deux galaxies passent directement l'une à travers l'autre et ont un [[Moment cinétique|moment angulaire]] relatif suffisant pour ne pas fusionner. Les étoiles de ces galaxies en interactions subiront la traversée sans entrer en collision les unes avec les autres. Cependant, le gaz et la poussière présents dans les deux galaxies interagiront. Cela peut déclencher un [[galaxie starburst#Mécanismes de déclenchement d'un starburst|sursaut de formation d'étoiles]] car le [[milieu interstellaire]] a été dérangé et compressé. Une collision peut sévèrement distordre les deux galaxies, formant des structures s'apparentant à des barres, des anneaux, ou des longues queues<ref name="umda" />{{,}}<ref name="suia" />.

L'interaction la plus violente est la [[Galaxie en interaction#Fusion de galaxies|fusion galactique]]. Dans ce cas, le moment relatif des deux galaxies est insuffisant pour leur permettre de se libérer de l'emprise de l'autre et de poursuivre leurs routes. Au lieu de ça, elles fusionneront graduellement pour former une galaxie unique, plus grande. Les fusions apportent d'énormes changements à la morphologie des deux galaxies de départ. Cependant, dans le cas où l'une des deux galaxies est beaucoup plus massive que l'autre, on assiste à un phénomène de [[Galaxie en interaction#Cannibalisme galactique|cannibalisme]]. Dans ce cas, la galaxie la plus grande restera relativement inchangée tandis que la plus petite sera déchirée à l'intérieur de l'autre. La [[Voie lactée]] est actuellement en train d'absorber de la sorte la [[galaxie naine du Sagittaire]] et la [[galaxie naine du Grand Chien]]<ref name="umda" />{{,}}<ref name="suia" />.

=== Sursauts de formation d'étoiles ===
{{Article détaillé|Galaxie à sursauts de formation d'étoiles}}

[[Fichier:M82 HST ACS 2006-14-a-large web.jpg|vignette|[[M82 (galaxie)|M82]] (galaxie du Cigare) est l'archétype des [[Galaxie à sursauts de formation d'étoiles|galaxies à sursauts de formation d'étoiles]].]]

Les étoiles sont créées dans les galaxies à partir du gaz froid qui s'est formé dans les [[nuage moléculaire géant|nuages moléculaires géants]]. Certaines galaxies, les galaxies à sursauts de formation d'étoiles, ont un [[taux de formation d'étoiles]] vertigineux. Toutefois, si elles continuaient à fonctionner ainsi, ces galaxies épuiseraient leurs réserves de gaz en un laps de temps inférieur à leur durée de vie. Par conséquent, un tel évènement ne dure en général que dix millions d'années, ce qui est relativement court par rapport à l'histoire de la galaxie. Ces galaxies étaient plus communes dans le passé<ref name="chandra">{{lien web|langue=en |date= 29 août 2006  | url = http://chandra.harvard.edu/xray_sources/starburst.html | titre = Starburst Galaxies | éditeur = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | consulté le = 10 août 2006}}.</ref>, et contribuent actuellement d'environ 15 % au taux de formations d'étoiles total<ref>{{lien conférence | auteur=R. C. Kennicutt Jr., J.C. Lee, J.G. Funes, S. Shoko, S. Akiyama | titre = Demographics and Host Galaxies of Starbursts | titre livre = Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies | pages = 187- | éditeur = Dordrecht: Springer |date= 6–10 septembre 2004 | lieu = Cambridge, UK | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005sdlb.proc..187K | consulté le = 11 décembre 2006}}.</ref>.

Les galaxies starburst sont caractérisées par de fortes concentrations de [[Milieu interstellaire|gaz]] et de [[poussière interstellaire|poussière]] ainsi qu'un nombre élevé de jeunes étoiles. Les plus massives d'entre elles [[ionisation|ionisent]] les nuages environnants et créent des [[région HII|régions HII]]<ref>{{lien web|langue=en | auteur = Smith Gene |date= 13 juillet 2006 | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Starbursts.html | titre = Starbursts & Colliding Galaxies | éditeur = University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences | consulté le = 10 août 2006}}.</ref>. Ces étoiles massives finissent en [[supernova]]s, produisant ainsi un [[rémanent de supernova|rémanent]] qui interagit avec le gaz environnant. Cela enclenche une [[réaction chimique en chaîne|réaction en chaîne]] de formation d'étoiles qui se propage à travers toute la région gazeuse. Un tel sursaut d'étoiles ne prend fin que lorsque le gaz disponible est consumé ou dispersé<ref name="chandra" />.

Les starburst sont souvent associés avec les [[galaxies en interaction]] ou en fusion. L'exemple-type de galaxie subissant un starburst est [[M82 (galaxie)|M82]], qui a récemment interagit avec [[M81 (galaxie)|M81]], de taille supérieure. Les galaxies irrégulières présentent souvent des nœuds où le taux de formation est particulièrement élevé<ref>{{lien web|langue=en | nom1 = Keel Bill |date= septembre 2006 | url = http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/starburst.html | titre = Starburst Galaxies | éditeur = University of Alabama | consulté le = 11 décembre 2006}}.</ref>.

=== Noyau actif ===
{{Article détaillé|Galaxie active}}

[[Fichier:M87 jet.jpg|vignette|gauche|[[M87 (galaxie)|M87]], une [[radiogalaxie]] elliptique émettant un jet de particules.]]

Certaines galaxies sont dites [[galaxie active|actives]]. Cela veut dire qu'une partie significative de l'énergie totale est émise par des sources autres que les étoiles, la poussière, ou le [[milieu interstellaire]].

Le [[Modèle mathématique|modèle]] standard décrivant une galaxie est construit sur le [[disque d'accrétion]] présent autour du [[trou noir supermassif]] de la galaxie. Le rayonnement issu des galaxies actives provient de l'[[énergie potentielle gravitationnelle]] de la matière lorsqu'elle tombe du disque vers le trou noir<ref name="keel">{{lien web|langue=en | nom1 = Bill Keel | année = 2000 | url = http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/agnintro.html | titre = Introducing Active Galactic Nuclei | éditeur = The University of Alabama | consulté le= 6 décembre 2006}}.</ref>. Environ 10 % de ces objets présentent une paire de [[jet (astrophysique)|jets]] de particules dont la vitesse est proche de [[vitesse de la lumière|celle de la lumière]].

Les galaxies actives émettant un rayonnement hautement énergétique sous forme de [[rayon X|rayons X]] sont appelées [[galaxie de Seyfert|galaxies de Seyfert]] ou [[quasar]]s, selon leur luminosité. On pense que les [[blazar]]s sont des galaxies actives émettant des jets pointés vers la terre. Une [[radiogalaxie]] émet un rayonnement situé dans les [[onde radio|ondes radio]] depuis ses jets.

Un modèle unificateur explique que les différences entre les divers types de galaxies actives ne sont dues qu'à l'angle de vue de l'observateur<ref name="monster">{{lien web|langue=en | auteur = J. Lochner, M. Gibb | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/active_galaxies.html | titre = A Monster in the Middle | éditeur = NASA | consulté le = 20 décembre 2006}}.</ref>.

== Formation et évolution ==
{{Article détaillé|Formation et évolution des galaxies|Histoire et chronologie de l'Univers}}

L'étude de la formation et de l'évolution galactique permet d'esquisser des réponses aux questions concernant l'évolution des galaxies à travers l'histoire de l'univers. Dans ce domaine, quelques théories sont devenues largement acceptées, mais c'est encore un champ très actif de l'[[astrophysique]]. Des travaux récents laissent penser que les premières galaxies se seraient formées plus tôt que prévu (une galaxie lointaine contenant des étoiles âgées de {{nobr|750 millions}} d'années se serait ainsi formée {{nobr|200 millions}} d'années environ après le [[Big Bang]])<ref>{{en}} Johan Richard {{et al.}}, « ''[https://arxiv.org/abs/1102.5092 Discovery of a possibly old galaxy at {{nobr|z {{=}} 6.027}}, multiply imaged by the massive cluster Abell 383 ]'' », ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'', avril 2011.</ref>.

=== Formation ===
[[File:Universe expansion-fr.svg|vignette|gauche|[[Modèle cosmologique]] du [[Big Bang]].]]
Les [[modèle cosmologique|modèles cosmologiques]] actuels décrivant la [[Histoire et chronologie de l'Univers|formation de l'Univers]] reposent sur la théorie du [[Big Bang]], selon laquelle l'[[espace-temps]], et avec lui toute la matière et l'énergie composant l'Univers, a jailli dans une [[Expansion de l'Univers|expansion]] sans commune mesure, alors qu'il était comprimé à une taille infinitésimale. Environ {{unité|300000|ans}} après cet évènement initial, la température a baissé suffisamment pour permettre la formation des [[atome]]s d'[[hydrogène]] et d'[[hélium]], dans un phénomène appelé [[Recombinaison (cosmologie)|Recombinaison]]. Presque tout l'hydrogène était neutre (non [[ionisation|ionisé]]) et absorbait donc la lumière, les étoiles ne s'étaient pas encore formées ; pour cette raison, cette période porte le nom d'[[Âges sombres (cosmologie)|Âge sombre]]. C'est à partir des fluctuations de densité (ou irrégularités [[anisotropie|anisotropiques]]) que les [[Structures à grande échelle de l'Univers|plus grandes structures de la matière]] ont commencé à se former. Des agglomérations de [[matière baryonique]] se sont condensées à l'intérieur de halos de [[matière noire]] froide<ref>{{lien web |langue=en | date = 18 novembre 1999 | url = http://cfa-www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm | titre = Search for Submillimeter Protogalaxies | éditeur = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | consulté le = 10 janvier 2007}}.</ref>. Ces structures primordiales ont fini par devenir les galaxies que nous observons aujourd'hui.

[[File:Stellar Fireworks Finale.jpg|vignette|Illustration de [[protogalaxie]]s en collision moins d'un milliard d'années après le [[Big Bang]].]]
Des preuves de l'apparence des galaxies primordiales ont été trouvées dès 2006 par la découverte de la galaxie [[IOK-1]], qui présente un [[décalage vers le rouge]] de 6,96, ce qui correspond à seulement {{nobr|750 millions}} d'années après le Big Bang. En {{date-|mars 2016}}, des chercheurs travaillant sur des données du [[télescope spatial]] [[Hubble (télescope spatial)|''Hubble'']] dans le cadre du relevé [[Great Observatories Origins Deep Survey|{{lang|en|GOODS}}]] découvrent la galaxie [[GN-z11]], qui présente un décalage vers le rouge de 11,01 et observée alors que l'Univers n'avait que {{nobr|400 millions}} d'années. GN-z11 est à ce jour l'objet le plus ancien et le plus lointain jamais observé<ref>{{lien web|langue=en|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/07/full/ |titre=Hubble Team Breaks Cosmic Distance Record |website=HubbleSite.org |date=3 mars 2016|consulté le=3 mars 2016|id=STScI-2016-07}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en|url=http://news.discovery.com/space/galaxies/hubble-finds-most-distant-oldest-galaxy-ever-160303.htm |titre=Hubble Spies Most Distant, Oldest Galaxy Ever |périodique=[[Discovery News]] |prénom=Irene |nom=Klotz |date=3 mars 2016|consulté le=3 mars 2016}}.</ref>. En outre, une équipe annonce en février 2023 que le télescope spatial [[James-Webb (télescope spatial)|''James-Webb'']] a détecté, en 2022, six galaxies massives et anciennes formées entre 500 et {{nobr|700 millions}} d'années après le Big Bang. Elles posséderaient déjà autant d'étoiles que la [[Voie lactée]], or, elles sont 30 fois plus compactes<ref>{{Lien web |langue=en |auteur1=Daniel Strain |date=22/02/2023 |site=University of Colorado Boulder |titre=Webb Telescope spots super old, massive galaxies thant shouldn't exist|lire en ligne=https://www.colorado.edu/today/2023/02/22/webb-telescope-spots-super-old-massive-galaxies-shouldnt-exist}}.</ref>. L'existence de telles [[protogalaxie]]s suggère qu'elles ont dû se développer durant l'Âge sombre<ref>{{lien web|langue=en | date = 18 novembre 1999 | url = http://cfa-www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm | titre = Search for Submillimeter Protogalaxies | éditeur= Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | consulté le = 10 janvier 2007}}.</ref>.

=== Évolution ===
[[Fichier:Hubble - infant galaxy.jpg|vignette|gauche|[[I Zwicky 18]] (en bas à gauche) ressemble à une galaxie récemment formée.]]

Un milliard d'années après la formation de la galaxie, des structures clés commencent à apparaître : des [[amas globulaire]]s, le [[trou noir supermassif]] central et le [[bulbe galactique]] constitué d'[[étoile de population II|étoiles de {{nobr|population II}}]]. La création d'un trou noir supermassif semble jouer un rôle majeur car il régule activement la croissance des galaxies en limitant la quantité totale de matière ajoutée<ref>{{lien web |langue=en | titre=Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation | éditeur=Carnegie Mellon University |date= 9 février 2005 | url=http://www.cmu.edu/PR/releases05/050209_blackhole.html | consulté le=7 janv. 2007}}.</ref>. Durant cette époque, les galaxies subissent un sursaut majeur de formation d'étoiles<ref>{{lien web |langue=en | auteur=Robert Massey | titre=Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe | éditeur=Royal Astronomical Society | date=17 avril 2007  | url=http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1190&Itemid=2 | consulté le=20 avril 2007}}.</ref>.

Durant les deux milliards d'années suivantes, la matière accumulée s'installe dans le [[disque galactique]]<ref>{{article |langue=en | nom1 = Noguchi | prénom = Masafumi | titre=Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks | journal=Astrophysical Journal | année=1999 | volume=514 | numéro=1 | pages=77–95 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...514...77N | consulté le = 2007-01-16}}.</ref>. Une galaxie continuera d'absorber les matériaux environnants (présents dans les [[nuage interstellaire|nuages interstellaires rapides]] et dans les [[galaxie naine|galaxies naines]]) durant toute sa vie<ref>{{lien web|langue=en | auteur=C. Baugh, C. Frenk | date = mai 1999 | url = http://physicsweb.org/articles/world/12/5/9 | titre = How are galaxies made? | éditeur = Physics Web | consulté le = 16 janvier 2007}}.</ref>. Ces matériaux se constituent principalement d'[[hydrogène]] et d'[[hélium]]. Le cycle de naissance et de mort des étoiles augmente lentement la quantité de matériaux lourds, ce qui peut éventuellement mener à la formation de [[planète]]s<ref>{{lien conférence | prénom = G. | nom = Gonzalez | titre = The Stellar Metallicity — Planet Connection | titre livre = Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets | pages = 431 | année = 1998 | lieu = Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998bdep.conf..431G | consulté le = 16 janvier 2007}}</ref>.

[[File:NGC 4921 by HST.jpg|vignette|[[NGC 4921]], [[galaxie anémique]] de la [[constellation]] de la [[Chevelure de Bérénice]].]]
L'évolution des galaxies peut être fortement affectée par une interaction ou une collision. Les [[Fusion de galaxies|fusions de galaxies]] étaient fréquentes dans le passé et la majorité des galaxies avaient des morphologies particulières<ref name="sa296">{{article |langue=en | prénom=Christopher J. | nom1=Conselice | titre=The Universe's Invisible Hand | journal=Scientific American | pages=35–41 | date=février 2007 | volume=296 | numéro=2}}.</ref>. Étant donné la distance entre les étoiles, la grande majorité des systèmes stellaires ne seront pas dérangés par une collision. Cependant, le déchirement gravitationnel de gaz et de poussière interstellaire produit une longue trainée d'étoiles. De telles structures, causées par la force de marée, peuvent être vues sur les [[NGC 4676|Galaxies des Souris]]<ref>{{lien web |langue=en | auteur=H. Ford |et al.=oui | titre=Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe | éditeur=Hubble News Desk | date=30 avril 2002 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/11/image/d | consulté le=8 mai 2007}}.</ref> ou [[Galaxies des Antennes|des Antennes]]<ref>{{article |langue=en | nom1 = Struck | prénom = Curtis | titre=Galaxy Collisions | journal=Galaxy Collisions | année=1999 | volume=321 | url=http://xxx.lanl.gov/html/astro-ph/9908269/homepage.html}}.</ref>.

La [[Voie lactée]] et la galaxie d'Andromède se rapprochent l'une de l'autre à la vitesse de {{unité|130|km/s}} et [[Collision entre la galaxie d'Andromède et la Voie lactée|entreront en collision]] dans 4,6 milliards d'années d'après les données actuelles. Bien que la Voie lactée ne soit jamais entrée en collision avec une grande galaxie comme Andromède, le nombre de preuves de collision de la Voie lactée avec des galaxies naines augmente<ref>{{lien brisé |langue=en | prénom1=Janet | nom1=Wong | titre=Astrophysicist maps out our own galaxy's end | éditeur=University of Toronto | date= 14 avril 2000 | url=http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp | consulté le=5 juin 2013}}.</ref>.

De telles interactions à grande échelle sont rares. Dans le passé, les fusions de deux systèmes de tailles égales devinrent moins fréquentes. La plupart des galaxies brillantes sont restées pratiquement inchangées durant les derniers milliards d'années, et le taux net de formation d'étoiles a probablement atteint son maximum il y a approximativement dix milliards d'années<ref>{{article |langue=en | auteur=Heavens, Panter, Jimenez and Dunlop |titre=The star-formation history of the Universe from the stellar populations of nearby galaxies |journal=[[Nature (revue)|Nature]] |année=2004 |volume=428 |numéro=6983 |pages=625–627 |arxiv.org=astro-ph/0403293}}.</ref>.

=== Tendances futures ===
{{Article détaillé|Futur d'un Univers en expansion|Big Bounce}}
[[File:Big Bounce.jpg|vignette|gauche|Représentation de la théorie du {{lang|en|[[Big Bounce]]}} (ou Univers phénix) : {{lang|en|[[Big Crunch]]}} (effondrement terminal) suivit d'un [[Big Bang]] (« Grand Boum »).]]
À présent, la plupart des étoiles se forment dans les petites galaxies, où le gaz froid n'est pas épuisé<ref name="sa296" />. Les galaxies spirales, comme la Voie lactée, produisent des étoiles de nouvelles générations tant qu'elles ont des [[nuage moléculaire|nuages d'hydrogène moléculaire]] denses<ref>{{article |langue=en | auteur=R. C. Kennicutt Jr., P. Tamblyn, C. E. Congdon | titre=Past and future star formation in disk galaxies | journal=Astrophysical Journal | année=1994 | volume=435 | numéro=1 | pages=22–36 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...435...22K}}.</ref>. Les galaxies elliptiques déjà en grande partie dépourvues de ce gaz ne forment donc pas d'étoiles<ref>{{Ouvrage |langue=en |auteur1=G. R. Knapp |titre=Star Formation in Early Type Galaxies |lieu=San Francisco |éditeur=Astronomical Soc. of the Pacific |année=1999 |isbn=978-1-886733-84-8 |lccn=99061291 |lire en ligne=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998astro.ph..8266K}}.</ref>. Les réserves de matière créant les étoiles sont limitées : une fois que les étoiles ont converti tout l'hydrogène disponible en éléments plus lourds, la formation de nouvelles étoiles prendra fin<ref name="cosmic_battle">{{lien brisé |langue=en | auteur=Fred Adams, Greg Laughlin | date = 2006-07-13 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/0001/cosmic.html | titre = The Great Cosmic Battle | éditeur = [[Astronomical Society of the Pacific]] | consulté le = 2007-01-16}}.</ref>.

L'époque actuelle d'étoiles naissantes devrait continuer durant encore cent milliards d'années. Mais l'« Ère Stellaire » s'arrêtera dans dix à cent mille milliards d'années (10{{exp|13}} à 10{{exp|14}}, lorsque les étoiles les moins massives (et donc celles qui ont la plus grande durée de vie), les minuscules [[naine rouge|naines rouges]], d'environ 0,08 [[masse solaire]], finiront leur « combustion » et s'effondreront.

À la fin de l'Ère Stellaire, les galaxies ne seront composées que d'[[objet compact|objets compacts]] : des [[naine brune|naines brunes]], des [[naine blanche|naines blanches]] en train de se refroidir (qui, une fois froides, deviennent des [[naine noire|naines noires]]), des [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]], et des [[trou noir|trous noirs]] ; ainsi que des [[planète]]s et divers planétésimaux. Ensuite, toute la matière tombera dans les trous noirs centraux ou sera dispersée dans l'espace intergalactique<ref>{{lien web|langue=en | auteur = Pobojewski Sally | date = 21 janvier 1997 | url = http://www.umich.edu/~urecord/9697/Jan21_97/artcl17.htm | titre = Physics offers glimpse into the dark side of the universe | éditeur = University of Michigan | consulté le = 13 janvier 2007}}.</ref>{{,}}<ref name="cosmic_battle" />.

La théorie du {{lang|en|[[Big Bounce]]}} (ou Univers phénix) est un [[modèle cosmologique]] du [[destin de l'Univers]], à base d'un [[modèle cyclique]] de succession de [[Big Bang]] (« Grand Boum ») et de {{lang|en|[[Big Crunch]]}} (grand effondrement terminal).

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== Structures à plus grande échelle ==
[[Fichier:Seyfert Sextet full.jpg|vignette|Le [[Sextette de Seyfert]] est un exemple de [[groupe de galaxies]] compact.]]
[[File:Stephan's Quintet taken by James Webb Space Telescope.jpg|vignette|gauche|[[Quintette de Stephan]], regroupement de galaxies de la [[constellation]] de [[Pégase (constellation)|Pégase]].]]
La plupart des galaxies sont gravitationnellement reliées à d'autres. Les [[groupe de galaxies|groupes de galaxies]] sont les types de groupes galactiques les plus courants dans l'Univers et contiennent la majorité des galaxies (et donc la majorité de la masse [[baryon]]ique) présentes dans l'Univers. Ils comportent quelques dizaines de membres. La [[Voie lactée]] fait ainsi partie d'un groupe de galaxies appelé [[Groupe local]] dont elle est le membre le plus massif avec la [[galaxie d'Andromède]] (M31), ses autres membres étant de masse nettement plus faible.

Lorsqu'une concentration de galaxies contient plus d'une centaine de galaxies situées dans une zone de quelques [[Parsec|mégaparsecs]], elle est alors appelée [[amas de galaxies|amas]]. Les amas de galaxies sont souvent dominés par une [[galaxie elliptique]] géante. Avec le temps, celle-ci détruit ses satellites, qui viennent ajouter leur masse à la sienne, par le biais des [[Force de marée|forces de marée]]<ref>{{article |langue=en | nom1 = Dubinski | prénom = John | titre=The Origin of the Brightest Cluster Galaxies | journal=[[The Astrophysical Journal]] | année=1998 | volume=502 | numéro=2 | pages=141–149 | url=http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/}}.</ref>. L'amas auquel appartient le Groupe local est appelé [[amas de la Vierge]], du nom de la [[constellation]] dans laquelle se trouve son centre.

Les [[Superamas de galaxies|superamas]] contiennent des dizaines de milliers de galaxies, elles-mêmes isolées ou regroupées en amas et en groupes. À l'[[Structures à grande échelle de l'Univers|échelle des superamas]], les galaxies seraient disposées en feuilles et en filaments, séparés par d'immenses vides<ref>{{article |langue=en | nom1 = Bahcall | prénom = Neta A. | titre=Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters | journal=Annual review of astronomy and astrophysics | année=1988 | volume=26 | pages=631–686 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ARA&A..26..631B}}.</ref>. À une échelle supérieure, l'Univers semble être [[isotropie (cosmologie)|isotrope]] et [[homogénéité (cosmologie)|homogène]].

Groupes, amas et superamas ne sont pas des structures figées. Les galaxies qui les composent interagissent entre elles et sont susceptibles de [[Fusion de galaxies|fusionner]]. D'autres galaxies peuvent y naître à partir de la matière présente, non encore condensée en galaxies.

{{clr}}
== Observations à longueurs d'onde multiple ==
Initialement, la majorité des observations se faisaient en [[spectre visible|lumière visible]]. Comme les étoiles rayonnent le gros de leur lumière dans ce domaine du [[spectre électromagnétique]], l'observation des étoiles formant les galaxies externes à la Voie lactée est un composant majeur de l'astronomie optique. En outre, elle est également utile à l'observation des [[région HII|régions HII]] [[ionisation|ionisées]] et des [[galaxie spirale|bras poussiéreux]].

La [[poussière interstellaire|poussière]] présente dans le [[milieu interstellaire]] est opaque à la lumière visible. Par contre, elle devient plus transparente dans l'[[infrarouge lointain]] ; celui-ci peut donc être utile à l'observation de l'intérieur des [[nuage moléculaire géant|nuages moléculaires géants]] et des noyaux galactiques<ref>{{lien web|langue=en | url = http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/Regions/irregions.html | titre = Near, Mid & Far Infrared | éditeur = IPAC/NASA | consulté le = 2 janvier 2007}}.</ref>. L'infrarouge peut aussi être utilisé pour observer les galaxies distantes et [[Décalage vers le rouge|décalées vers le rouge]] qui se sont formées tôt dans l'histoire de l'Univers. Comme la [[vapeur d'eau]] ainsi que le [[dioxyde de carbone]] absorbent des portions utiles du spectre infrarouge, les observatoires à infrarouges se situent en haute altitude ou dans l'espace.

La première étude non-visuelle des galaxies, en particulier des [[galaxie active|galaxies actives]], fut faite en [[onde radio|ondes radio]]. L'[[atmosphère terrestre|atmosphère]] est en effet presque transparente aux ondes radio situées entre {{unité|5|Hz}} et {{unité|3|[[gigahertz|GHz]]}} (l'[[ionosphère]] terrestre bloque le signal en dessous de cette plage)<ref>{{lien web|langue=en | url = http://radiojove.gsfc.nasa.gov/education/educ/radio/tran-rec/exerc/iono.htm | titre = The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals | éditeur = NASA | consulté le = 10 août 2006}}.</ref>. De grands [[Interférométrie|interféromètres]] radio ont été utilisés pour cartographier les [[jet (astrophysique)|jets]] émis par les galaxies actives. Les [[radiotélescope]]s peuvent aussi être utilisés pour observer l'[[hydrogène]] neutre (via la [[raie à 21 centimètres]]), incluant potentiellement, la matière non-ionisée des débuts de l'univers qui forma les galaxies en s'effondrant<ref>{{lien web |langue=en | titre=Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible | éditeur=ScienceDaily |date= 14 décembre 2006 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2006/12/061214135537.htm | consulté le=2 janv. 2007}}.</ref>.

Les télescopes à [[ultraviolet]] permettent de mieux mettre en évidence les étoiles chaudes, souvent massives et de durée de vie limitée, mettant ainsi en évidence le phénomène de formation d'étoiles dans les galaxies. Dans le domaine des [[rayon X|rayons X]], on observe la matière beaucoup plus chaude, notamment la distribution du gaz chaud au sein des amas de galaxies, ainsi que des phénomènes énergétiques au sein du cœur des galaxies où se trouve souvent un [[trou noir supermassif]] dont la présence est entre autres trahie par l'existence de volutes de gaz très chaud en train d'être englouties par le trou noir central<ref>{{lien web |langue=en | titre= NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star | éditeur=NASA |date=5 décembre 2006 | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex-20061205.html | consulté le=2 janv. 2007}}.</ref>. L'observation en [[infrarouge]] utilisant le télescope spatial [[James-Webb (télescope spatial)|''James-Webb'']] permet de chercher les galaxies situées plus loin encore.

== Notes et références ==
{{Traduction/Référence|en|Galaxy|211826709}}
{{Références nombreuses|taille=30}}

== Bibliographie ==
* {{Ouvrage | langue=en | auteur1=Terence Dickinson | titre=The Universe and Beyond | éditeur=Firefly Books Ltd. | année=2004 | isbn=1-55297-901-6}}
* {{Ouvrage | langue=en | auteur1=James Binney | auteur2=Michael Merrifield | titre=Galactic Astronomy | éditeur=[[Princeton University Press]] | année=1998 | pages totales=796 | isbn=0-691-00402-1}}
* {{Ouvrage | langue=en | auteur1=[[David Merritt]] | titre=Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei | lieu=Princeton, N.J. | éditeur=[[Princeton University Press]] | année=2013 | pages totales=551 | isbn=978-0-691-12101-7 | isbn2=0-691-12101-X}}

== Voir aussi ==
{{Autres projets
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{{catégorie principale}}

=== Articles connexes ===
==== Quelques types de galaxies ====
* [[Hypergalaxie]]
* [[Galaxie binaire]]
* [[Galaxie satellite]]
* [[Galaxie à sursauts de formation d'étoiles]]

==== Quelques galaxies ====
* [[Voie lactée]], notre galaxie
* [[Groupe local]], le groupe de galaxies dont fait partie la Voie lactée et dont les autres principaux représentants sont :
** [[Galaxie d'Andromède]], ou M31
** [[Galaxie du Triangle]], ou M33
** [[Grand Nuage de Magellan]] et [[Petit Nuage de Magellan]]
** [[NGC 6822]], la première galaxie hors Voie lactée identifiée comme telle
* [[Amas de la Vierge]], la structure plus vaste dans laquelle s'insère le Groupe local
* [[UDFj-39546284]], la galaxie la plus ancienne détectée
* [[Listes de galaxies]]
* [[Liste de galaxies proches]]

==== Autres ====
* [[Galaxy Zoo]]
* [[Formation et évolution des galaxies]]

=== Liens externes ===
* {{Autorité}}
* {{Bases}}
* {{Dictionnaires}}
* « [http://www.ulb.ac.be/sciences/astro/cd/galaxies/galaxies.htm Les galaxies et l'univers] », [[Université libre de Bruxelles]]
* « [http://www-obs.univ-lyon1.fr/labo/perso/gilles.adam/optionINSA/etoilgal/etoilgal_0.html Étoiles et galaxies] », [[Centre de recherche astronomique de Lyon]]

{{Palette|Galaxie|Éléments de la nature}}
{{Portail|astronomie|cosmologie}}

[[Catégorie:Galaxie|*]]