Edwin Powell HUBBLE naît le 20/11/1889 dans le Missouri (USA).

Il obtient un premier diplôme de mathématiques et astronomie en 1910.

Puis il abandonne l’astronomie pendant 3 ans pour des études de droit où il obtient un master.

Après cela, il revient à l’astronomie où il obtient un doctorat en 1917.

A l’issu de ces études, il obtient un poste de chercheur à l’observatoire du Mont Wilson en Californie, il y poursuivra toute sa carrière de recherche.

Son arrivée au mont Wilson coïncide plus ou moins avec l'achèvement du télescope Hooker de 250 cm, le plus puissant télescope à l'époque.
 

Il décède le 28 septembre 1953.

Les travaux effectués avec le télescope Hooker lui permettent de prouver que les nébuleuses ne font pas partie de notre Galaxie.

La première nébuleuse identifiée est NGC 6822 en 1925 suivra la galaxie du triangle en 1926 puis celle d’Andromède en 1929.
Il a également découvert l’astéroïde Cincinnati, le 30 août 1935.

La Loi de HUBBLE

"Les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse proportionnelle à leur distance"

Rappels de spectroscopie

La lumière est un ensemble d’ondes, qui peuvent être caractérisées par une longueur d’onde λ.
Dans le cas de la lumière visible, les valeurs de λ sont comprises entre 400 nm (pour le violet) et 800 nm (pour le rouge).

Ce spectre est largement utilisé en spectroscopie astronomique car l’élément hydrogène est présent dans toutes les galaxies. En réalité, les astrophysiciens utilisent le spectre d’absorption car les étoiles (source lumineuse) sont entourées de gaz absorbant les radiations.

HUBBLE a comparé le spectre d’absorption d’un même élément chimique obtenu à partir du soleil (spectre de référence) avec celui d’autres galaxies.

Il s’est aperçu que pour un même élément chimique, il y avait un décalage des longueurs d’ondes vers le rouge donc une augmentation de la valeur de la longueur d’onde. Ce phénomène s’appelle redshift ou décalage vers le rouge.

HUBBLE interpréta ce phénomène comme une manifestation de l’effet Doppler-Fizeau, il en déduisit que les galaxies se déplacent les unes par rapport aux autres en conséquence, elles s’éloignent.
 

Lorsque la source de ce son se déplace, on a l’impression que ce son n’est plus le même.

Aussi longtemps que l'ambulance se rapproche de la personne les intervalles entre les fronts d'ondes se raccourcissent. On obtient donc un nombre plus important d’intervalles soit une augmentation de la fréquence.
On entend un son de plus en plus aigu.

Maintenant le véhicule s'éloigne de la personne. Les intervalles entre les fronts d'ondes sont alors plus longs. On obtient un nombre d’intervalles plus faible soit une diminution de la fréquence et donc un son plus grave.
La période augmente donc la longueur λ aussi
 

La constante de HUBBLE est le facteur trouvé par E.HUBBLE et G. Lemaître dans les années 1930, correspondant au taux d'expansion des galaxies entre elles.


La constante de HUBBLE a été établie en étudiant la vitesse des galaxies en fonction de leur distance par rapport à la terre.
 

Un parsec (pc) vaut 3,085 677×10¹³ km, soit environ 3,261 564 années-lumière,
un Mégaparsec (Mpc) vaut alors 3,085 677×10¹⁹ km.
 

(le parsec est la distance à laquelle se trouve un objet céleste que l'on voit sous le demi-angle de 1 seconde d'arc quand la Terre se trouve sur 2 points diamétralement opposés sur son orbite)

Les galaxies elliptiques : E

Les galaxies spirales : S

Les galaxies spirales barrées : SB

Les galaxies lenticulaires : S0

Les galaxies irrégulières : Irr

Le système de classification de HUBBLE compte les galaxies elliptiques sur la base de leur excentricité (c'est-à-dire de l'aplatissement de leur image).
Il les a nommées allant de E0 (pratiquement sphérique) à E7 (fortement allongée).
Ces galaxies ont un profil ellipsoïdal, leur donnant une apparence elliptique quel que soit l'angle de vue.
Les galaxies les plus grandes sont des elliptiques géantes.

La galaxie elliptique géante la plus proche de notre Galaxie est M87, dans la constellation de la Vierge, à 60 millions d'années-lumière.

La séquence de HUBBLE se divise en deux branches qui représentent les galaxies spirales.
 

Une galaxie spirale consiste en un disque aplati constitué d'une structure en spirale, où de nombreuses étoiles se forment, et d'un bulbe central.
Une galaxie sur deux possède aussi une barre centrale qui s'étend à partir du bulbe central, à partir de laquelle les bras commencent et sont appelées spirales barrées.

Ces deux types sont ensuite subdivisés en fonctions de l'apparence de leur structure en spirale. Ces subdivisions sont notées d'une lettre minuscule suivant la dénomination principale.

• Sa (SBa) : des bras diffus et très resserrées, un noyau étendu et lumineux
• Sb (SBb) : les bras sont moins enroulés que ceux des Sa, et le bulbe est relativement plus faible
• Sc (SBc) : les bras sont étendus et lâches, permettant de résoudre des amas stellaires et des nébuleuses en leur sein, le bulbe perd encore en importance par rapport à la catégorie précédente.
 

Notre Galaxie est généralement classée dans la classe SBb, ce qui en fait une galaxie spirale barrée avec des bras bien définis. Cependant, cette classification n'est qu'une hypothèse, dans la mesure ou nous ne pouvons pas observer la galaxie de l'extérieur.
 

Dans le diagramme de HUBBLE, les galaxies spirales régulières occupent la branche supérieure et sont notées S

.
 

La branche inférieure est occupée par les galaxies spirales barrées, notées SB.

Au centre du diagramme, entre les elliptiques et les spirales, se trouve une classe intermédiaire, les galaxies lenticulaires notées S0.
 

Ces galaxies se composent d'un bulbe central brillant, à la manière des galaxies elliptiques, et d'une structure étendue en forme de disque qui l'entoure.

À la différence des galaxies spirales, le disque galactique des galaxies lenticulaires ne présente pas de bras spiraux et ne forme pas d'étoiles nouvelles en quantité significative.
Le bulbe est souvent la principale source de lumière d'une telle galaxies.

Les lenticulaires vues de face sont difficiles à distinguer des elliptiques de type E0, rendant la classification quelquefois incertaine.

Lorsqu'elles sont vues de profil, des bandes de poussière sombre sont parfois visibles par absorption devant le disque.
Lors de la publication initiale du schéma de classification de HUBBLE, l'existence des galaxies elliptiques était purement hypothétique.

HUBBLE pensait qu'il devait y avoir une étape intermédiaire entre les elliptiques les plus aplaties et les spirales.

Des observations antérieures démontraient que l'idée de Hubble était correcte et la classe S0 fut inclut lors de la présentation définitive de la séquence de HUBBLE par Allan Sandage.

 

Les galaxies qui n'entrent pas dans la séquence de HUBBLE car elle n'ont pas de structure régulière sont appelées galaxies irrégulières.
 

Hubble définit deux classes de galaxies irrégulières :

• Irr I : ces galaxies au profil asymétrique n'ont pas de bulbe central ou de spirale évidente ; au lieu de cela, elles contiennent beaucoup d'amas individuels d'étoiles jeunes.
• Irr II : ces galaxies ont une apparence asymétrique plus douce et ne sont pas clairement résolvables en étoiles ou en amas.
 

Dans sa classification étendue, de Vaucouleurs appela les galaxies Irr I des « Irrégulières de Magellan » , en référence aux Nuages de Magellan (deux satellites de la Voie lactée qu'Hubble classa dans la sous-classe Irr I).
 

La découverte d'une structure spirale très diffuse dans le Grand Nuage de Magellan mena de Vaucouleurs à re-diviser les galaxies irrégulières de la manière suivante :

- celles qui, comme le Grand Nuage de Magellan, présentent des traces de structure en spirale (notées Sm),

- celles qui ne présente aucune structure évidente, comme le Petit Nuage de Magellan (notées Im).

Dans la classification étendue, les Irr I sont généralement placées à la fin de la branche des galaxies spirales.