Dans la constellation des Chiens de Chasse, à 37 millions d'années-lumière de la Voie lactée, la galaxie double M 51 est l'une des plus belles spirales du ciel. Depuis le radio?interféromètre VLA au Nouveau-Mexique jusqu'aux télescopes spatiaux Hubble et ISO, les astronomes ont étudié dans toutes les longueurs d'onde les deux composantes de ce majestueux coule cosmique pour mieux comprendre l'évolution des galaxies. Visite guidée...
C'est probablement la plus belle et la plus célèbre de toutes les galaxies ; cachée loin derrière les étoiles des Chiens de Chasse, juste sous la queue de la constellation de la Grande Ourse, entre les brillantes Alkaïd et Cor Caroli, M 51 dessine dans le ciel un vertigineux maelstrdm d'étoiles. Vues de loin, depuis la Terre, ses dizaines de milliards d'étoiles sont comme fondues dans le brouillard bleuté de ses deux immenses bras spiraux, qui se déploient à partir d'une condensation centrale, jaune et brillante. Un des bras semble rejoindre, comme pour la toucher, sa "compagne" NGC 5195, plus petite qu'elle, et aux formes chaotiques.
M 51, que les astronomes appellent aussi NGC 5194, est une spirale géante, très lumineuse. Sa masse est estimée à cent milliards de masses solaires. Située à 37 millions d'années-lumière, elle est environ quinze fois plus éloignée de nous que la célèbre galaxie d'Andromède, M 31, la spirale la plus proche de la Voie lactée. Membre dominant d'un petit groupe de galaxies, dont fait aussi partie la spirale M 63, elle est considérée par les astronomes comme une de nos voisines, et surtout comme l'archétype des spirales. De fait, là où celles?ci présentent une structure (composée d'une condensation centrale, le bulbe, et d'un disque, où se dessine un système de bras spiraux) plus ou moins harmonieuse, la finesse et la régularité de M 51 en font un véritable cas d'école. Ce qui explique qu'elle occupe tout à la fois les pages des revues spécialisées et celles des ouvrages d'astronomie grand public. Elle fut la première galaxie à dévoiler sa structure spirale, l'une des premières photographiées, et elle a reçu les hommages de Hubble l'astronome comme ceux de Hubble le télescope. Depuis l'ouverture sur le ciel de nouvelles fenêtres d'observation, dans les années 50, elle a été scrutée sous toutes les coutures, du rayonnement radio à l'ultraviolet, en passant par l'infrarouge.
Car chaque type de rayonnement dévoile des phénomènes de nature très différente et, d'un domaine spectral àl'autre, une galaxie peut changer d'aspect jusqu'à devenir méconnaissable ! Rayons X et ultraviolets témoignent de processus physiques souvent extrêmement violents - zones actives de formation d'étoiles, collisions d'objets binaires, etc. Le rayonnement infrarouge, lui, est associé à des phénomènes plus doux. C'est dans ce domaine notamment qu'émettent les nuages de poussière chauffés par des étoiles voisines. Quant au rayonnement radio, il permet, entre autres, d'explorer la structure globale du champ magnétique d'une galaxie. M 51 fut d'ailleurs la première pour laquelle fut dressée dans les années 70 une carte magnétique détaillée.
Sur un plan esthétique, le domaine visible l'emporte assurément : c'est à ces longueurs d'onde que se dessine le mieux la majestueuse structure spirale de la galaxie des Chiens de Chasse. Formée d'étoiles jeunes qui lui donnent sa couleur bleutée caractéristique, elle résulte de processus dynamiques complexes, partiellement décrits par une théorie élaborée dans les années 60 par deux chercheurs sino-américains, Chia Chiao Lin et Franck Shu. Le disque galactique d'une galaxie comme M 51 étant animé d'un lent mouvement de rotation différentielle, toute configuration spirale devrait disparaître au bout de quelques rotations (en un milliard d'années environ). Un peu comme les traces laissées àla surface d'une tasse de café par le lait qu'on ajoute disparaissent au bout de quelques coups de cuillère. Or l'abondance des galaxies spirales dans l'Univers porte à croire que ces structures ne sont pas si éphémères que cela (à une échelle de temps astronomique tout du moins). Leur persistance pourrait s'expliquer par la présence d'une perturbation, d'une onde spirale dite "de densité", dans le disque galactique. Dans leur mouvement de rotation autour du centre galactique, les étoiles et le gaz rattrapent cette onde, s'agglutinent en épousant sa forme (créant des zones de "surdensité") puis finissent par la traverser. Ce ne sont donc pas toujours les mêmes étoiles qui illuminent les bras spiraux. Cependant, une étoile passe plus de temps dans la région dense du bras qu'entre les bras. L'effet sur le gaz est plus radical : sa compression lors de la traversée engendre une flambée de formations d'étoiles massives très bleues, dont la durée de vie est parfois trop brève pour qu'elles aient le temps de quitter les bras spiraux.

Dans ce scénario, l'origine des ondes de densité reste assez mystérieuse. Il semble en fait que les rencontres entre galaxies jouent un rôle déterminant. À tel point que si les astronomes avaient pointé leurs télescopes 200 millions d'années plus tôt ou plus tard sur M 51, le spectacle eût peut-être été tout différent et ils auraient dû choisir une autre galaxie pour illustrer leurs manuels ! Certains considèrent en effet que les interactions gravitationnelles entre NGC 5194 et NGC 5195 sont à l'origine des bras spiraux, qui ne seraient ainsi que des reliques éphémères d'effets de marée gigantesques entre les deux protagonistes. Mais d'autres pensent que ces effets de marée ne perturberaient que les parties les plus externes des galaxies. De fait, le couple est moins "parfait" qu'il n'y paraît: sur une photographie suffisamment exposée, le bras inférieur de NGC 5194 accuse un élargissement, tandis que des sortes de plumes semblent émaner de NGC 5195. En 1972, les frères Toomre, Juri et Alar, furent les premiers à rendre compte qualitativement de ces "anomalies" à l'aide d'un modèle numérique d'interactions gravitationnelles. Modèle qui montrait que le pont de matière "jeté" entre les deux galaxies ne les reliait pas à proprement parler. En réalité, celles-ci ne seraient pas situées dans un même plan. Quant à savoir si les effets de marée n'affectent que les régions externes et restent sans grande influence sur les motifs spiraux plus internes, le modèle ne pouvait pas trancher. Depuis, la modélisation s'est
affinée, mais surtout, des observations dans l'ultraviolet et l'infrarouge sont venues préciser le contenu et la structure des bras spiraux. Une équipe de l'observatoire de Genève et du Laboratoire d'astronomie spatiale de Marseille a ainsi obtenu, à partir d'un télescope embarqué sur un ballon stratosphérique, une nouvelle cartographie du disque de M 51 dans l'ultraviolet, à 200 nm de longueur d'onde. L'avantage de cette fenêtre spectrale vient de la possibilité de localiser des étoiles dont l'âge est assez bien connu. Les astres supergéants qui émettent en ultraviolet sont généralement âgés de quelques dizaines de millions d'années seulement. Cela permet d'évaluer assez efficacement le temps de propagation de l'onde de densité spirale dans le disque galactique. Dans le disque de M51, ces astres apparaissent systématiquement "à la traîne" du motif spiral proprement dit, prédominant sur une image visible et qui trace les régions du gaz hydrogène ionisé où la formation stellaire est la plus active. Ce décalage conforte le scénario selon lequel la formation stellaire est déclenchée par l'onde de densité.
On retrouve dans l'infrarouge les mêmes motifs spiraux principaux que dans le rayonnement visible, mais avec l'avantage de pouvoir pénétrer dans les régions denses en poussières, qui correspondent sur une image visible aux zones très sombres, les "sacs à charbon". Le rayonnement est en effet dix fois moins absorbé à 2,2 pm qu'à 0,7 pm. C'est ainsi qu'une équipe américaine a suivi la trace des deux bras spiraux principaux sur près de trois révolutions alors que, dans le visible, à peine plus d'une révolution est discernable.
Aux longueurs d'onde encore plus grandes, au-delà de 5 pm, une autre caractéristique des poussières entre en scène les grains de très petite taille (de l'ordre du micromètre) réémettent le rayonnement absorbé aux longueurs d'onde plus courtes - notamment le rayonnement ultraviolet émis par les embryons d'étoiles qu'ils entourent. Du coup, ils brillent. Le phénomène est particulièrement marqué à 15 pin de longueur d'onde, et l'on comprend comment, avec ses instruments couvrant le domaine de l'infrarouge moyen et lointain (entre 6 et 180 f environ), le satellite européen ISO a pu brosser l'an dernier un portrait inédit du disque de M 51. À 15 pin, les nuages de poussières se révèlent sous forme de taches brillantes illuminant les bras spiraux. Ces taches, qui coïncident parfaitement avec les régions d'hydrogène ionisé visibles en optique, sont autant de sites où naissent des étoiles. Ce boom stellaire peut être suivi jusqu'au noyau, où l'on devine une sorte d'anneau central sur lequel semblent se connecter les deux bras spiraux.

Entrons encore un peu plus avant dans l'intimité de M 51, pour découvrir une existence plus tumultueuse que ne le laisse supposer l'apparence placide de son coeur dans le visible. Voici en quelques chiffres éloquents la carte d'identité de ce coeur : une masse de 40 millions de masses solaires, un âge estimé à 400 millions d'années, un diamètre d'environ 80 années?lumière et une luminosité égale à 100 millions de fois celle du Soleil. Au centre du maelstr&m cosmique se cache ainsi une région cinq mille fois plus peuplée en étoiles que le voisinage solaire ! Le noyau de M 51 contient aussi du gaz très chaud animé d'un mouvement rapide, à l'origine de la forte émission radio observée. C'est aussi une source intense de rayons X, signe sans doute d'une formation stellaire soutenue. Deux jets de matière s'échappent du noyau, émettant fortement en radio et en rayons X. Le noyau ne présente pas cependant les caractéristiques spectrales des noyaux galactiques dits actifs. M 51 a donc les attributs d'une galaxie normale, abritant en son sein un noyau "calme", où les étoiles se concentrent en majorité dans un rayon d'une cinquantaine d'années lumière. Une sorte de Y sombre, dû à l'absorption par la poussière, barre ce noyau, et les clichés pris par le télescope spatial Hubble ont révélé l'existence d'une tache brillante au milieu de ce Y. Une tache un million de fois plus lumineuse que le Soleil, et dont le rayon n'excède pas 5 années-lumière. Une telle concentration d'énergie trahit-elle la présence d'un trou noir ? Voilà en tout cas qui pourrait expliquer les jets observés en radio.
Moins spectaculaire mais peut-être plus mystérieuse, la petite NGC 5195 n'a pas reçu autant d'attention que sa compagne géante, et les astronomes sont loin de s'accorder sur l'origine de sa forte émission infrarouge. Une chose est sûre : elle est très affectée par son interaction avec NGC 5194. Ce qui devrait faire d'elle une galaxie dite "à flambée d'étoiles". Mais aucune trace de formation stellaire active n'a pu être identifiée. Le satellite ISO a certes révélé un noyau très brillant, d'un diamètre inférieur à 250 années-lumière, mais la nature des sources de chauffage des poussières, qui émettent dans l'infrarouge, reste énigmatique. Il pourrait s'agir, mais ce n'est qu'une hypothèse, d'une population d'étoiles concentrée dans le coeur de NGC 5195 et nées d'une flambée stellaire passée.