les galaxies
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LES GALAXIES
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Plan du cours:
1. Bref historique2. Classification, propriétés physiques3. Notre galaxie, le groupe local, les amas et les
superamas4. Formation et évolution5. Calcul de distances et de masses6. Galaxies spirales7. Galaxies de Seyfert, Quasars
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Rappels (1): distances
• Année-lumière (a-l): distance parcourue par la lumière en un an
1 a-l = 9,46.1012 km
• Parsec (pc): distance à laquelle on observe la longueur Terre – Soleil sous un angle de 1’’
1 pc = 3,26 a-l
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Rappels (2): magnitudes
• Magnitude apparente m:m = -2,5 log E + cste
• Pour 2 étoiles A et B:
mA – mB = 2,5 log EB/EA
• Magnitude absolue M = magnitude apparente d’un astre observé à une distance de 10 pc:
m – M = 5 log d – 5avec d en parsecs
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Rappels (3): catalogues
• Messier (M): fin XVIIIème siècle. 110 objets dont 40 galaxies
• New General Catalogue (NGC): fin XIXème siècle. 7840 objets
• Abell: années 50, amas de galaxies
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Historique
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Historique (1)
• Avant le XVIIème siècle: toutes les étoiles sont à la même distance
• 1610: Galilée constate que la Voie Lactée est composée d’une multitude d’étoiles
• Fin XVIIIème et XIXème siècle: nombreux objets flous découverts et catalogués
• 1800: W. Herschel se représente la Voie Lactée comme un disque aplati avec le
Soleil au centre
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Historique (2)
• 1850: Lord Rosse découvre la structure spirale de certaines nébuleuses
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Historique (3)
• 1915: H. Shapley constate que le
Soleil est situé à 30000 années-
lumière (a-l) du centre de notre galaxie• 1925: E. Hubble calcule la distance de la galaxie
d’Andromède• XXème siècle: découverte des groupes, amas,
superamas, quasars
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ClassificationPropriétés physiques
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Classification (1)
• Les galaxies observables se répartissent en 3 catégories:– Elliptiques (30%)– Spirales, barrées ou non (67%)– Irrégulières (3%)
• Ces catégories sont schématisées sur le diagramme de Hubble en forme de diapason
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Classification (2)
Diagramme de Hubble (1926)
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Classification (3)
• Les galaxies elliptiques (30%):– plus ou moins aplaties– Exemples: satellites de la galaxie d’Andromède– Classées de E0 (sphériques) à E7 (très aplaties)
bEN avec N = 10 * (a-b) / a
a
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M32
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Classification (4)
• Les galaxies spirales (67%):– Systèmes plats autour d’un bulbe, ou noyau– Etoiles et gaz concentrés dans les bras spiraux– Exemples: notre galaxie, la galaxie d’Andromède– Barre dans plus de la moitié de ces galaxies– Bras spiraux plus ou moins marqués
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M74
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Classification (5)
– Classées de Sa, ou SBa (noyau important, bras très enroulés autour) à Sc, ou SBc (petit noyau, bras moins enroulés)
• Galaxies lenticulaires SO: catégorie intermédiaire entre elliptiques et spirales, disque avec gaz et poussières mais sans bras spiraux
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NGC 2841
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Classification (6)
• Irrégulières (3%):– Beaucoup moins fréquentes– Forme mal définie– Exemple: nuages de Magellan
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NGC 1365
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M87
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M82
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Galaxies vues par la tranche
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Propriétés physiques (1)
• Ensemble d’étoiles, de gaz et de poussières dont la cohésion est assurée par la gravitation
• Diamètre moyen: de 30 000 à 150 000 a-l
• Nombre d’étoiles: entre 10 millions et 10 000 milliards
• Masse de gaz: de 0 à 30% de la masse totale
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Propriétés physiques (2)
Répartition des galaxies selon leur couleur et la présence de gaz
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Propriétés physiques (3)
• La classification en 3 catégories a une signification physique:– Elliptiques: étoiles vieilles, pas de poussière, peu
de gaz, couleur rouge, très présentes dans les amas. Souvent petites et de faible luminosité.
– Spirales, de Sa à Sc: de plus en plus d’étoiles jeunes, de gaz et de poussière distribués le long des bras spiraux
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Propriétés physiques (4)
– Mouvement des étoiles circulaire dans une galaxie spirale, plus chaotique dans une elliptique
– Irrégulières: très riches en étoiles jeunes, environ 30% de leur masse sous forme de gaz, couleur bleue
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Notre galaxie, le groupe local,les amas et les superamas
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Notre galaxie (1)
• Spirale barrée?• Diamètre = 100 000 a-l, épaisseur = 1000 a-l• 200 milliards d’étoiles, multiples pour la plupart,
parfois réparties en amas d’une 100aine de membres• Masse = 150 milliards de masses solaires• Face cachée de l’autre côté du bulbe
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Notre galaxie (2)
• Soleil situé à 26 000 a-l du centre. Il met 250 millions d’années pour accomplir une orbite circulaire à la vitesse de 200 km/s
• Trou noir probable au centre
• Contient aussi du gaz et des poussières
• Entourée d’amas globulaires d’environ 1000 à 100 000 vieilles étoiles
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Notre galaxie (3)
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Notre galaxie (4)
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Notre galaxie (5)
• Dans le domaine invisible:– Ondes radio: hydrogène neutre, raie à 21cm– Infrarouge: poussières, grosses molécules du
milieu interstellaire, étoiles froides– Ultraviolet, rayons X: gaz chaud, étoiles chaudes,
trous noirs– Gamma: restes de supernovae
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Notre galaxie (6)
La Voie Lactée dans différentes longueurs d’onde
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Le groupe local (1)
• Environ 30 galaxies réparties dans une sphère de 5 millions d’a-l de diamètre
• Dominé par la galaxie d’Andromède: 50% plus grande, 400 milliards d’étoiles soit 2 fois plus que notre galaxie, à 2 millions d’a-l de nous
• 3ème galaxie spirale: Triangle• Autres galaxies: elliptiques ou irrégulières, les plus
petites ne contiennent que 10 millions d’étoiles
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Galaxie d’Andromède
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Galaxie du Triangle
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Grand Nuage de Magellan
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NGC 6822
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Le groupe local (2)
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Amas, superamas (1)
• Aucune galaxie détectée entre 5 et 8 millions d’a-l
• Amas de la Vierge: à 50 millions d’a-l, environ 2500 galaxies dans un diamètre de 10 millions d’a-l
• Amas bordé de groupes: groupe des Chiens de Chasse, de la Grande Ourse etc.
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Amas de la Vierge
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Amas, superamas (2)
Le superamas local
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Amas, superamas (3)
• Superamas: diamètre d’environ 100 millions d’a-l
• Autres superamas proches: Persée-Poissons à 250 millions d’a-l, Coma à 350 millions d’a-l etc.
• Elliptiques supergéantes (10 000 milliards d’étoiles) au centre des superamas
• Spirales en périphérie
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Superamas Persée-Poissons
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Superamas de Coma
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Abell 2151
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Amas, superamas (4)
• Superamas répartis le long de filaments
• Grandes structures presque vides à l’intérieur
• Analogie: répartition de matière dans de la mousse
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Amas, superamas (5)
Répartition des galaxies à grande échelle
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Amas, superamas (6)
Répartition des galaxies dans le ciel
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Formation, évolution
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Formation des galaxies (1)
• Théorie fausse de Hubble: évolution de gauche à droite sur le diagramme
• Présence de très vieilles étoiles dans tous les types de galaxies
• Formation: quelques 100aines de millions d’années après le big-bang sous la forme d’énormes grumeaux d’hydrogène et d’hélium de plusieurs 100aines de millions de masse solaire
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Formation des galaxies (2)
• Effondrement avec rotation de plus en plus rapide sur elle-même
• Formation d’amas globulaires et de galaxies naines lors de l’effondrement
• Actuellement, galaxies fixes dans le diagramme de Hubble
• Formation et évolution des galaxies encore mal comprises
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Evolution des galaxies (1)
• Collisions rarissimes, sauf au cœur des amas
• Déformations dues aux forces de marée
• Expulsion de disques gazeux, ponts de matière, flambées de formation d’étoiles
• Absorption de petites galaxies par des galaxies cannibales
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Quintette de Stephan
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NGC 4650A
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AM 0644-741
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Galaxie de la roue du chariot
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Galaxie des antennes
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Galaxie du signe intégral
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Evolution des galaxies (2)
• Collision probable entre notre galaxie et celle d’Andromède dans 3 milliards d’années
• Pas de choc entre étoiles
• Ejection probable du système solaire hors de la Voie Lactée
• Simulation: 100 millions d’étoiles, évolution sur 2 milliards d’années
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Calcul de distances et de masses
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Calcul de distances (1)
• Pour les galaxies proches (d<50 millions d’a-l), relation période luminosité des céphéïdes:– Etoiles variables dont la période est reliée à la
luminosité moyenne: plus la céphéïde est lumineuse, plus la période est longue
– Connaissant leur luminosité et leur éclat apparent, on en déduit leur distance avec la formule:
E = L / 4πd2
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Calcul de distances (2)
Courbes MV = f (logP) relatives aux céphéïdes
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Calcul de distances (3)
• Etude de la luminosité d’autres étoiles variables (RR Lyrae), d’étoiles supergéantes, de novae ou de supernovae
• Luminosité maximale de ces étoiles constante
• Méthode valable jusqu’à 300 millions d’a-l
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Supernova de 1987
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Calcul de distances (4)
• Pour les galaxies lointaines, loi de Hubble:d = v / H
d distance en MpcAvec H = 50 à 100 km.s-1.Mpc-1
(constante de Hubble)v vitesse de fuite en km.s-1
• v est mesurée avec la relation de Doppler-Fizeau: v/c = Δλ/λ si v<<c
• Méthode peu précise à cause des mouvements locaux
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Calcul de distances (5)
• Luminosité de la galaxie la plus brillante d’un amas constante (jusqu’à 10 milliards d’a-l)
• Largeur des raies spectrales
• Principale difficulté: absorption de la lumière par le milieu interstellaire
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Calcul de masses (1)
• Pour notre galaxie et pour les galaxies les plus proches, estimation du nombre d’étoiles
• Rapport de la masse sur la luminosité constant
• M = 10 millions à 10 000 milliards de masses solaires
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Calcul de masses (2)
• A partir de la courbe de rotation de la galaxie• Pour un objet situé à une grande distance r du
centre de la galaxie, la vitesse v est reliée à la masse M de la galaxie par la relation:
M = r * v2 / G• Concentration de matière loin du centre trop
faible pour fournir la vitesse
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VR = f (r)
-800
-600
-400
-200
0
200
-150 -100 -50 0 50 100 150
r (')
VR
(km
.s-1
)
Calcul de masses (3)
Vitesses radiales VR de différentes régions de la galaxie d’Andromède représentées en fonction de la distance r de ces régions au noyau central.
VR(0) ≈ 300 km.s-1 représente la vitesse d’ensemble de la galaxie
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Calcul de masses (4)
• Modèles plus fins: étude de M(r) à partir de celle de v(r)
• Etude des lentilles gravitationnelles
• Problème de la masse manquante:– Dans les spirales: v = cste loin du centre– Dans les elliptiques: grande agitation, cohésion
non assurée– Cohésion des amas
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Calcul de masses (5)
Lentilles gravitationnelles
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Abell 2218
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Galaxies spirales
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Structure spirale (1)
• Etoiles jeunes, gaz et poussières interstellaires localisés dans les bras
• Rotation dans le sens de l’enroulement des bras
• Hypothèse d’une structure matérielle fausse: destruction en quelques rotations
• Vitesse de rotation des étoiles supérieure à celle des bras
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M83
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Structure spirale (2)
• Théorie des ondes de densité: champ de gravitation variable à une distance donnée du centre
• Etoiles et gaz accélérés et concentrés en certaines régions
• L’onde de densité comprime le gaz lors de son passage, d’où la formation d’étoiles supergéantes bleues dont l’éclat souligne la position des bras
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Structure spirale (3)
• Les bras sont les lieux où les orbites des étoiles passent par un minimum de vitesse
• Analogie: bouchons sur autoroute
• Barre: phénomène transitoire par lequel passeraient la plupart des galaxies
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Structure spirale (4)
Bouchon sur une route
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Galaxies de Seyfert, quasars
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Galaxies de Seyfert
• Galaxies au noyau exceptionnellement brillant, plus brillant que le reste de la galaxie
• Spectre avec raies d’émission intenses
• Environ 2% des galaxies de ce type
• Hypothèse d’un trou noir central
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NGC 7742
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Quasars (1)
• Aspect quasi stellaire• Astres lointains émettant un rayonnement
radio important• Très fort décalage spectral, vitesse de fuite de
l’ordre de 100 000 km/s• Importantes variations d’éclat d’un facteur 10
en quelques jours• Faibles dimensions, quelques jours-lumière de
diamètre
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Quasars (2)
• Enorme quantité d’énergie rayonnée dans un petit volume, puissance lumineuse équivalente à celle de 100 galaxies de Seyfert
• Hypothèse d’une forte condensation d’étoiles fausse
• Présence probable d’un trou noir géant dans leur cœur avec un disque de gaz et de poussières autour
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Conclusion
Problèmes à résoudre:– Formation et évolution des galaxies– Présence systématique d’un trou noir central?– Masse manquante
Leur résolution passe par:– L’amélioration des moyens d’observation– L’étude de l’évolution des galaxies et des amas au
moyen de simulations informatiques
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