La production d'étoiles (également appelée taux de formation des étoiles) dans une galaxie change de manière significative au fil du temps. Depuis la fin des années 90, plusieurs études ont montré que la densité du taux de formation des étoiles dans l'Univers est le plus élevé il y a environ 10 milliards d'années (un redshift de 2 ou environ 3,5 milliards d'années aprè s le Big Bang). Plus tard, le taux de formation d'é diminue d'un facteur de 10. Par exemple, alors que les galaxies de cette époque forment en moyenne 100 étoiles par an, notre Voie lactée forme aujourd'hui environ 1 étoile par année. La vitesse de formation des étoiles d'une galaxie est liée à l'afflux de gaz froid (à partir duquel les étoiles se forment) sur la galaxie. En suivant la formation des étoiles des populations de galaxies avec le temps, nous pouvons comprendre comment ces galaxies se sont formées, à quelle vitesse elles grandissent, et quelles sont leurs conditions internes et externes.

Nous manquons actuellement d'informations détaillées sur l'activité de formation d'étoiles des galaxies dans l'Univers à fort décalage vers le rouge. C'est ici qu'ALPINE joue un rô le crucial en nous fournissant de nouvelles mesures clés pour de nombreuses galaxies de cette époque afin de comprendre la formation et l'évolution des galaxies dans leurs premières phases. L'émission continue dans l'infrarouge lointain mesurée par ALPINE nous permet de regarder à travers la poussière dense pour voir la formation d'étoiles qui se produit dans les parties obscurcies par la poussière des galaxies, qui seraient manquées par les observations actuelles dans la lumière optique. D'autre part, ALPINE mesure l'émission de carbone ionisé (C⁺) de ces galaxies, qui est produite à proximité des étoiles jeunes et chaudes, est donc une mesure directe de la formation d'étoiles. Alors que de telles mesures aient été effectuées pour une poignée de de galaxies avec des conclusions statistiques limitées, ALPINE cible 118 galaxies au total pour augmenter la puissance statistique d'un ordre de grandeur.

Comme les galaxies dans l'Univers primitif forment des étoiles à un rythme beaucoup plus rapide que les galaxies actuelles, nous nous attendons à ce que leurs propriétés internes soient sensiblement différentes. Un sujet d'actualité dans l'astrophysique consiste à relier ces deux populations très différentes. Par exemple, on s'attend à ce que les premières galaxies soient plus riches en gaz et qu'elles ait (peut-être) une plus grande efficacité de formation des étoiles. D'autre part, les métaux s'accumulent au fil du temps, ce qui fait qu'ils sont moins nombreux dans l'Univers jeune, ce qui empêche le refroidissement du gaz et qui se traduit par un milieu interstellaire plus chaud. Enfin, il a été observé que la structure des premières galaxies est plus irrégulière.

ALPINE nous permet de mieux comprendre les propriétés internes d'un grand échantillon de galaxies à des époques précoces. Par exemple, ALPINE permet de contraindre la corrélation entre l'émission de Carbone ionisé (C⁺) et la vitesse de formation des étoiles. Alors que dans les galaxies actuelles, il existe une forte corrélation entre ces quantités, les arguments en faveur de cette corrélation pour les galaxies primitives pauvres en métaux sont moins clairs. La mesure de l'étendue spatiale de l'émission de C⁺ d'ALPINE suggère qu'elle est émise dans le gaz diffus chaud entre les étoiles sans grande corrélation avec la formation des étoiles. Pour la première fois, ALPINE a également obtenu des images de l'emplacement et de la quantité de poussière pour un grand échantillon de galaxies. La corrélation spatiale entre la poussière, l'émission de C⁺ et les étoiles (mesurée à partir de la lumière optique) nous renseigne sur les conditions intérieures des galaxies, que nous pouvons comparer aux observations à des décalages vers le rouge plus faibles.

La formation des étoiles est directement couplée à la structure interne et aux propriétés des galaxies. Par exemple, le profil lumineux des galaxies permet de déterminer le degré de formation des étoiles. Les galaxies passives (c'est-à-dire les galaxies qui ont arrêté leur formation d'étoiles) sont généralement de forme sphéroïdale, la lumière étant concentrée en leur centre. Les galaxies formant des étoiles ont généralement une structure en disque avec des bras spiraux (comme notre Voie lactée) mais peuvent être très irrégulières au début de l'Univers. La formation des étoiles est également liée au mouvement du gaz à l'intérieur et à l'extérieur de la galaxie. Une forte formation d'étoiles peut déclencher des écoulements rapides de gaz par des vents stellaires.

Comme le son d'une ambulance est déformé lors de son passage, la lumière émise par un objet devient rouge/bleu décalée lorsque l'objet s'éloigne ou s'approche à grande vitesse. C'est ce que l'on appelle l'effet Doppler. L'ALMA utilise l'effet Doppler pour mesurer le mouvement du gaz à des vitesses aussi lentes que 50 km/s en calculant le décalage rouge/bleu de l'émission C⁺. Comme nous savons que cette lumière est émise à une longueur d'onde d'exactement 157.8μm (où le carbone est ionisé individuellement pour former C⁺), l'écart par rapport à cette valeur indique le mouvement du gaz dans lequel cette lumière est émise. Grâce à cette astuce, ALPINE peut mesurer la turbulence (ou l'ordre) du gaz dans ces galaxies, s'il y a d'importantes sorties de gaz, et comment cela est lié à la formation d'étoiles dans les galaxies. Alors que de telles études ont été menées avec succès dans des galaxies moins éloignées, ALPINE permet une telle mesure pour les galaxies dans l'Univers jeune.

L'environnement dans lequel vivent les galaxies a un impact important sur leur vie. Par exemple, les galaxies vivant dans des environnements plus denses (c'est-à-dire plus de galaxies par volume) sont plus enclines à interagir avec d'autres galaxies. Les collisions entre galaxies peuvent entraîner un compactage du gaz, qui conduira à un taux plus élevé de formation d'étoiles (ce qu'on appelle une flambée de formation d'éetoiles). Le gaz s'épuise à son tour très rapidement (car des étoiles se forment à partir de lui), ce qui laisse une galaxie pauvre en gaz dont la formation d'étoiles a cessé. Si le gaz n'est pas réapprovisionné par un afflux externe, la galaxie devient passive. Dans le même temps, la galaxie change d'aspect : elle passe d'une galaxie à disque irrégulier ou spirale à une galaxie elliptique. Les astrophysiciens pensent que c'est une manière pour créer les galaxies massives et passives de l'Univers actuel.

ALPINE peut observer, même très faiblement (dans la lumière optique), des galaxies compagnes des 118 galaxies cibles principales par leur émission C⁺. De plus, à partir du décalage en longueur d'onde de la raie d'émission C⁺, ces observations mesurent les différences de vitesse relative entre la galaxie principale et ses compagnes avec une résolution d'environ 50 km/s. De cette façon, nous pouvons étudier statistiquement la vitesse à laquelle les galaxies entrent en collision ainsi que le stade auquel elles se trouvent au cours d'un processus de collision et comparer cela aux propriétés de formation d'étoiles des galaxies.