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Histoire de la cosmologie
Un cours offert aux étudiants de la Faculté des Lettres,
de la Faculté de Biologie et de médecine, de la Faculté des Hautes études commerciales, de la Faculté de Géosciences et environnement,
de la Faculté des Sciences sociales et politiques et de la Faculté de Théologie et de sciences des religions
de l’Université de Lausanne
dans le cadre de « Sciences au carré »
Histoire de la cosmologie
Prof. Georges Meylan
Laboratoire d’astrophysique Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne
Site web du laboratoire et du cours : http://lastro.epfl.ch
Histoire de la cosmologie
le vendredi 19 mai 2017 le cours aura lieu de 13h00 à 15h10
dans l’auditoire I du Cubotron = BSP
Site web du cours : http://lastro.epfl.ch
Histoire de la cosmologie le vendredi 19 mai 2017 le cours aura lieu de 13h00 à 15h10
dans l’auditoire I du Cubotron = BSP
Histoire de la cosmologie
le dernier cours aura lieu le vendredi 26 mai 2017
de 13h00 à 15h10
dans la salle 2097 de l’Anthropole avec la présence de la Radio Télévision Suisse
Site web du cours : http://lastro.epfl.ch
Histoire de la cosmologie
examen écrit portant sur la matière du cours vendredi 9 juin 2017
de 13h15 à 15h00
dans l’auditoire Internef # 263
Site web du cours : http://lastro.epfl.ch
Histoire de la cosmologie 10 – Etoiles et galaxies
10.1 Etoiles et amas d’étoiles
10.2 Naissance des étoiles 10.3 Diagrammes H-R et C-M
10.4 Mort des étoiles 10.5 Nébuleuse ou galaxie
10.6 La Voie lactée, notre Galaxie 10.7 Classification morphologique des galaxies
10.8 Groupes et amas de galaxies
Voir le fichier 10-EtoilesetGalaxies.pdf sur le site web du laboratoire et du cours : http://lastro.epfl.ch
Histoire de la cosmologie 10 – Etoiles et galaxies
Bibliographie succincte
• CELNIKIER, Ludwik M. Find a Hotter Place ! A History of Nuclear Astrophysics. London : World Scientific, 2006.
• CHABERLOT, Frédéric. La Voie Lactée : Histoire des conceptions et des modèles de notre Galaxie des temps anciens aux années 1930. Paris : CNRS Editions, 2003.
• COLLIN-ZAHN, Suzy. Des quasars aux trous noirs. Paris : EDP, 2009. • LEQUEUX, James. Naissance, évolution et mort des étoiles. Paris: EDP, 2011 • LUMINET, Jean-Pierre. Le destin de l’Univers. Paris : Fayard, 2006.
10.1 Etoiles et amas d’étoiles
rayon = 700’000 km à 150’000’000 km de la Terre
APOD 2010 April 18 Grande éruption solaire Satellite Stereo NASA
rayon = 700’000 km à 150’000’000 km de la Terre
APOD 2010 April 18 Grande éruption solaire Satellite Stereo NASA
Notre Soleil est une étoile isolée
PointSpreadFunc0on=PSFFonction d’étalement du point : PSF Point Spread Function
Un amas ouvert tel que les Pléiades contient quelques centaines d’étoiles
Amas ouvert h et χ Per
L’amas globulaire 47 Tucanae
Un amas globulaire contient quelques millions d’étoiles
Un amas globulaire tel que ω Centauri contient quelques millions d’étoiles
WFI camera at the 2.2-m MPG-ESO telescope at La Silla Observatory
Un amas globulaire tel que ω Centauri contient quelques millions d’étoiles
WFI camera at the 2.2-m MPG-ESO telescope at La Silla Observatory
Un amas globulaire tel que ω Centauri contient quelques millions d’étoiles
WFI camera at the 2.2-m MPG-ESO telescope at La Silla Observatory
Un amas globulaire tel que ω Centauri contient quelques millions d’étoiles
l’amas globulaire géant Omega Centauri VST ESO Paranal Chili
June 2011
l’amas globulaire géant Omega Centauri VST ESO Paranal Chili
June 2011
l’amas globulaire géant Omega Centauri VST ESO Paranal Chili
June 2011
Visible/infrared comparison views of the newly discovered globular cluster VVV CL001
ESO VISTA October 2011
Problème à N corps
Let a number, N, of particles interact classically through Newton's Laws of Motion and Newton's inverse square Law of Gravitation. The resulting equations of motion provide an approximate mathematical model with numerous applications in astrophysics, including the motion of the moon and other bodies in the Solar System (planets, asteroids, comets and meteor particles); stars in stellar systems ranging from binary and other multiple stars to star clusters and galaxies; and the motion of dark matter particles in cosmology. For N=1 and N=2 the equations can be solved analytically. The case N=3 provides one of the richest of all unsolved dynamical problems -- the general three-body problem. For problems dominated by one massive body, as in many planetary problems, approximate methods based on perturbation expansions have been developed. In stellar dynamics, astrophysicists have developed numerous numerical and theoretical approaches to the problem for larger values of N, including treatments based on the Boltzmann equation and the Fokker-Planck equation; such N-body systems can also be modelled as self-gravitating gases, and thermodynamic insights underpin much of our qualitative understanding.
Douglas Heggie http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0503600v2
Les trois lois de la mécanique newtonienne
• Lex prima : de Newton Tout corps persévère dans l’état de repos ou de mouvement rectiligne
uniforme à moins que quelque force n’agisse sur lui et ne le contraigne à changer d’état »
• Lex secunda : de Newton Les changements qui arrivent dans le mvt sont proportionnels à la force
motrice et se font dans la ligne droite dans laquelle cette force a été imprimée »
• Lex tertia : de Newton L’action est toujours égale et opposée à la réaction, i.e., que les actions de
deux corps l’un sur l’autre sont toujours égales et de direction opposées »
Problème à deux corps Problème à deux corps
Problème à deux corps Problème à deux corps
Problème à deux corps
10.2 Naissance des étoiles IC 2948 / IC 2944
Running Chicken Nebula
Gum 39 & Gum 41
Zoom into IC 2948 showingagroupofthickclouds
ofdustknownastheThackeray
globules
effondrement gravitationnel de nuages de gaz et de poussière
la turbulence crée une hiérarchie de condensations
comme la turbulence diminue localement, la contraction s’amorce dans chacune des condensations
comme la turbulence diminue localement, la contraction s’amorce dans chacune des condensations
tandis que des régions se contractent, des condensations individuelles s’effondrent et forme des étoiles
tandis que des régions se contractent, des condensations individuelles s’effondrent et forme des étoiles
tandis que des régions se contractent, des condensations individuelles s’effondrent et forme des étoiles
tandis que des régions se contractent, des condensations individuelles s’effondrent et forme des étoiles
dans les amas d’étoiles denses, des condensations peuvent fusionner lors de leur effondrement et donc contenir plusieurs proto-étoiles
dans les amas d’étoiles denses, des condensations peuvent fusionner lors de leur effondrement et donc contenir plusieurs proto-étoiles
dans les amas d’étoiles denses, des condensations peuvent fusionner lors de leur effondrement et donc contenir plusieurs proto-étoiles
dans les amas d’étoiles denses, des condensations peuvent fusionner lors de leur effondrement et donc contenir plusieurs proto-étoiles
dans les amas d’étoiles denses, des condensations peuvent fusionner lors de leur effondrement et donc contenir plusieurs proto-étoiles
dans les amas d’étoiles denses, les effets dynamique à N-corps influencent la croissance des masses
les rencontres gravitationnelles peuvent induire l’éjection d’étoiles
les vents stellaires mettent fin à la formation d’étoiles
il résulte un amas d’étoiles, parfois entouré d’une région HII
NGC 602 in the LMC Hubble NASA/ESA
30 Doradus HST NASA/ESA M78 VISTA/ESO
Equilibre hydrostatique Durant la séquence principale, l'étoile est en équilibre hydrostatique, elle subit deux forces qui s'opposent et la maintiennent en équilibre : d'une part les réactions thermonucléaires qui ont lieu au cœur de l'étoile exercent une pression (gazeuse et radiative) qui tend à la faire augmenter de volume, ce qui entraîne une diminution de la température de l'étoile ; d'autre part les forces de gravité reprennent le dessus lorsque la pression (gazeuse et radiative) diminue, elles ont tendance à la faire se contracter et donc à augmenter la température de l'étoile, de sorte que les réactions nucléaires s'intensifient et que la pression (gazeuse et radiative) augmente à nouveau.
en tout point, le gradient de pression équilibre la gravitation
Equilibre hydrostatique
en tout point, le gradient de pression équilibre la gravitation
La constellation d’Orion contient une pouponnière d’étoiles
La constellation d’Orion
La nébuleuse d’Orion vue par le Hubble Space Telescope
Gas in the Eagle Nebula (M16) : Pillars of Creation in a Star-Forming Region NASA/ESA 1995
visible
Gas in the Eagle Nebula (M16) : Pillars of Creation in a Star-Forming Region NASA/ESA 2015 Gas in the Eagle Nebula (M16) : Pillars of Creation in a Star-Forming Region NASA/ESA 2015
IR
Gas in the Eagle Nebula (M16) : Pillars of Creation in a Star-Forming Region NASA/ESA 2015
VISIBLE IR
Gas in the Eagle Nebula (M16) : Pillars of Creation in a Star-Forming Region NASA/ESA
2015 WFC3 1995 WFPC2
Gas in the Eagle Nebula (M16) : Pillars of Creation in a Star-Forming Region NASA/ESA 1995 Gas in the Eagle Nebula (M16) : Pillars of Creation in a Star-Forming Region NASA/ESA 2015
Carina HST NASA/ESA formation d’une étoile et d’un disque, lieu de futures planètes
HST NASA/ESA
Herbig-Haro 110 is a geyser of hot gas from a newborn star that splashes up against and ricochets off the dense core of a cloud of molecular H. NASA/ESA 3 July 2012
Illustration of disk evolution in relation to planet formation
Planet formation: this image illustrates a protoplanetary disk undergoing spiral wave instabilities as it would appear using a millimeter wave telescope.
Numerical simulations Indiana University 2004
Today, it is generally thought that planets formed by the hierarchical accretion of larger and larger sized bodies, from dust to planets.
Artist vision
HL Tauri : the sharpest image ever taken by ALMA showing the protoplanetary disc surrounding the young star HL Tauri.
These new ALMA observations reveal substructures within the disc that have never been seen before and even show the possible positions of planets forming in the dark patches within the
system. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
ALMA Nov. 2014
This is a composite image of the young star HL Tauri and its surroundings using data from ALMA (enlarged in box at upper right) and the NASA/ESA Hubble Space
Telescope (rest of the picture). This is the first ALMA image where the image sharpness exceeds that normally attained with Hubble.
Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Hubble (NASA/ESA) Nov. 2014
TW Hydrae reveals the classic rings and gaps that signify planets are in formation in this system
ALMA March 2016
TW Hydrae reveals the classic rings and gaps that signify planets are in formation in this system
ALMA March 2016
Les étoiles nous apparaissent globalement sous deux formes différentes
• Les étoiles « proches » sont dites « résolues » lorsqu’elles sont observées comme des points lumineux séparés les uns des autres. On peut les mesurer individuellement : leurs luminosités individuelles, leurs températures de surface individuelles, leurs vitesses individuelles, etc.
• Les étoiles « éloignées » sont dites « non-résolues » lorsqu’elles apparaissent comme une lumière diffuse provenant de points lumineux trop éloignés pour être distinguables les uns des autres. On ne mesure que les propriétés intégrées sur un grand nombre : leur luminosité intégrée (valeurs individuelles sommées), leur température de surface intégrée (valeurs individuelles moyennées), leurs vitesses intégrées (valeurs individuelles moyennées).
• Ces quantités physiques, individuelles ou moyennées, sont à la base de nos connaissances astrophysiques des étoiles et des galaxies.
10.3 Diagrammes H-R et C-M
Wide-field view of the sky around the globular star cluster Messier 55
Visible and IR image of the globular star cluster Messier 55
ESO VISTA 22 May 2012
Visible and IR image of the globular star cluster 47 Tucanae
ESO VISTA 10 Janvier 2013
NASA/ESA Hubble Space Telescope
image of the globular cluster NGC 104
or 47 Tucanae
part of the constellation
of Tucana (The Toucan)
in the southern sky.
After Omega Centauri, it is the brightest
globular cluster in the night sky,
hosting hundreds of thousands of stars.
Evolution stellaire Deux diagrammes (l’un théorique, l’autre observationnel) permettent d’étudier les populations stellaires. Ils ont aidé, vers le milieu du 20e siècle, à établir la théorie de l'évolution stellaire. Théorique : le diagramme de Hertzsprung-Russell (HRD) est un graphe montrant la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température effective. Luminosité vs. Température ( L vs. Teff ) Observationnel : le diagramme Couleur-Magnitude (CMD) est un graphe montrant la magnitude (luminosité) d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur indice de couleur B-V (température effective). Magnitude vs. Indice de couleur (mV vs. B-V)
CMD color-magnitude
diagram
HRD
Hertzsprung-Russell diagram
CMD color-magnitude
diagram
41453 étoiles
mesurées par le satellite Hipparcos
de l’ESA
Centre de l’amas globulaire ω Centauri HST – WF3
ce que les astronomes voient
1) Main Sequence 2) SubGiant
Branch
3) Red Giant Branch
4) Horizontal Branch
5) White Dwarf Sequence
ce que les astronomes voient
1) Main Sequence 2) SubGiant
Branch
3) Red Giant Branch
4) Horizontal Branch
5) White Dwarf Sequence
température T
lum
inos
ité
L
il est facile d’identifier les étoiles RGB
WDs
SGB
HB
MSTO
Red Dwarfs
BSs
l'âge est indiqué via le logarithme du nombre d’années
Isochrones stellaires
1 milliard d'années
10 milliard d'années
1 million d'années
diagrammes couleur-magnitude de quelques amas ouverts
diagrammes couleur-magnitude de deux amas ouverts diagramme couleur-magnitude d’un amas globulaire
HB RGB
TO SGB
WD
MS
The triple main sequence of the globular cluster NGC 2808
Kalirai J S , Richer H B Phil. Trans. R. Soc. A 2010;368:755-782
©2010 by The Royal Society
Les étoiles nous apparaissent globalement sous deux formes différentes
• Les étoiles « proches » sont dites « résolues » lorsqu’elles sont observées comme des points lumineux séparés les uns des autres. On peut les mesurer individuellement : leurs luminosités individuelles, leurs températures de surface individuelles, leurs vitesses individuelles, etc.
• Les étoiles « éloignées » sont dites « non-résolues » lorsqu’elles apparaissent comme une lumière diffuse provenant de points lumineux trop éloignés pour être distinguables les uns des autres. On ne mesure que les propriétés intégrées sur un grand nombre : leur luminosité intégrée (valeurs individuelles sommées), leur température de surface intégrée (valeurs individuelles moyennées), leurs vitesses intégrées (valeurs individuelles moyennées).
• Ces quantités physiques, individuelles ou moyennées, sont à la base de nos connaissances astrophysiques des étoiles et des galaxies.
Les étoiles nous apparaissent globalement sous deux formes différentes
La galaxie Centaurus A MPG/ESO 2.2-m La Silla
10.4 Mort des étoiles
A sequence of six images taken by the HST / ACS shows a probe of the three-dimensional structure of the shells of dust surrounding the aging star V838 Monocerotis. The sequence reveals
dramatic changes in the way a brilliant flash of light from the star is reflecting off surrounding dusty cloud structures. The effect, called a light echo, has been unveiling never-before-seen dust
patterns ever since the star suddenly brightened for several weeks in early 2002. NASA - ESA V838 Mon HST – 20 May 2002 HST / ACS NASA - ESA
« explosion » lente
V838 Mon HST - 2 Sept. 2002 HST / ACS NASA - ESA V838 Mon HST – 28 Oct. 2002 HST / ACS NASA - ESA
V838 Mon HST - 17 Dec. 2002 HST / ACS NASA - ESA The Cat's Eye Nebula : Dying Star Creates Fantasy-like Sculpture of Gas and Dust NASA/ESA
The Cat's Eye Nebula : Dying Star Creates Fantasy-like Sculpture of Gas and Dust NASA/ESA The Eskimo Nebula (NGC 2392) NASA/ESA
The planetary nebula Abell 33 ESO VLT
The Butterfly Nebula Hubble NASA / ESA
With its wingspan over 3 light-years, NGC 6302 lies about 4,000 light-years
Astronomers using the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) have discovered a totally unexpected spiral structure in the material
around the old star R Sculptoris, a red giant.
Astronomers using the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) have discovered a totally unexpected spiral structure in the material around the old star R Sculptoris.
This is the first time that such a structure, along with an outer spherical shell, has been found around a red giant star. It is also the first time that astronomers could get full
three-dimensional information about such a spiral.
The strange shape was probably created by a hidden companion star orbiting the red giant. This work is one of the first ALMA early science results to be published and it
has been published in the journal Nature.
video explosion Supernova Type Ia
The Helix Nebula VISTA/ESO
une belle application de la conservation du moment cinétique
La nébuleuse du Crabe
« explosion » catastrophique novae et super-novae
While many other images of the Crab Nebula have focused on the filaments in the outer part of the nebula, this image shows the very heart of the Crab Nebula including the central neutron star, which is the
rightmost of the two bright stars near the centre of this image. The rapid motion of the material nearest to the central star is revealed by the subtle rainbow of colours in this time-lapse image, the rainbow effect
being due to the movement of material over the time between one image and another. une belle application de la conservation du moment cinétique
Le cœur de la nébuleuse du Crabe HST NASA-ESA 7 July 2016
Etoiles à neutrons et pulsars
une belle application de la conservation du moment cinétique
La nébuleuse du Crabe
Crab Nebula
Multiwavelength image
NASA/ESA May 2017
Crab Nebula
Multiwavelength image
NASA/ESA May 2017
Etoiles à neutrons et pulsars une belle application de la conservation du moment cinétique
Les étoiles à neutrons se forment lors de l’effondrement, sous sa propre gravitation, de l’intérieur d’une étoile massive, pour atteindre un très petit rayon et donc une très grande densité.
Supposons le noyau d’une telle étoile ayant le rayon du Soleil R¤ = 7 × 105 km avant l’effondrement, mais d’une masse double de celle du Soleil, effectuant une rotation en 10 jours. Si ce noyau s’effondre en une étoile à neutrons de 10 km de rayon, qu’elle est sa nouvelle vitesse de rotation ?
L’étoile est supposée uniforme pour tout temps t. L’étoile isolée (pas de forces externes)
permet d’utiliser la conservation du moment angulaire : car il n’y a pas de perte de masse m = cte. La fréquence f = ω/(2π) ⇒
€
IΔ = mα dα2
α
∑
€
LΔ = IΔ ω
€
ω f = Ii
If
ω i =
25MiRi
2
25Mf Rf
2
#
$
% % %
&
'
( ( ( ω i =
Ri2
Rf2 ω i
€
Ii ω i = I f ω f
€
f f =7 ×105 km10 km
#
$ %
&
' (
21 rev
10 j(24h / j)3600(s /h)= 6 ×103 rev /s
Etoiles à neutrons et pulsars
une belle application de la conservation du moment cinétique
une supernova : avant et après
SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan
SN 1987A HST NASA-ESA
SN 1987A HST NASA-ESA
Les principaux constituants de notre Galaxie:
le Soleil et les autres étoiles
10.5 Nébuleuses ou Galaxies
Hubble
• FRC:
dévoile la nature réelle des nébuleuses : extragalactiques 1925-1929 Edwin Hubble 1889-1953
galaxies
Jusqu’en 1925 confusion entre des objets de natures totalement différentes
Tout change avec la découverte de céphéides par Edwin Hubble dans trois nébuleuses:
100-inch Hooker telescope, 1917, Mount Wilson
galaxies
planetarynebulanébuleuse planétaire IC 418 ACS Hubble Space Telescope
galaxies
galaxiesgalaxie NGC 7742
ACS Hubble Space Telescope NASA/ESA
Messier 31 ≡ galaxie d’Andromède
~ 200 milliards d’étoiles
en 1925, 1926, 1929 (NGC6822, M33, M31) Hubble fait passer ces 3 objets du rang de nébuleuses locales à celui de systèmes stellaires extragalactiques
« Cela confirme la théorie des Univers-îles »
Messier 31 ≡ galaxie d’Andromède
diamètre = 50 kpc = 50’000 pc = 1’600’000’000’000’000’000 km = 1.6 1018 km
1 pc = 3.26 al = 31’000’000’000’000 km = 3.1 1013 km
Messier 31 ≡ galaxie d’Andromède
une galaxie spirale semblable à notre galaxie la Voie lactée
10.6 La Voie lactée, notre galaxie
La Voie lactée depuis le Creux-du-Van
La Voie lactée depuis le Creux-du-Van La Voie lactée depuis Paranal Chili
La Voie lactée depuis Paranal Chili La Voie lactée depuis Paranal Chili
La Voie lactée et le Centre galactique depuis Paranal Chili
Introduction à l’astrophysique: Structure et dynamique de la Voie Lactée
Centre de notre Galaxie observé dans l’IR
Introduction à l’astrophysique: La Voie Lactée
Variations
de la luminosité des étoiles proches du centre galactique
Introduction à l’astrophysique: La Voie Lactée
Variations de la position des étoiles proches du centre galactique
Introduction à l’astrophysique: Structure et dynamique de la Voie Lactée
Orbite d’une étoile autour du centre galactique SgrA
Introduction à l’astrophysique: Structure et dynamique de la Voie Lactée
Masse de l’objet central SgrA dans notre Galaxie : un très probable trou noir de 2.6 millions de masses solaires
Trous noirs stellaires de 5 à 30 masses solaires Trous noirs supermassifs de 105 à 1011 masses solaires
This spectacular edge-on galaxy, called ESO 243-49, is home to an intermediate-mass black hole that may have been purloined from a cannibalised dwarf galaxy. The black hole, with an estimated mass
of 102 – 105 Suns, lies above the galactic plane. This is an unlikely place for such a massive back hole to exist, unless it belonged to a small galaxy that was gravitationally torn apart by ESO 243-49.
Star cluster surrounds wayward black hole in cannibal galaxy ESO 243-49
Croquis de la Voie lactée Notre Galaxie vue de l’intérieur
La surface de la Terre 14Sept.2009hCp://www.gigagalaxyzoom.org
The southern plane of the Milky Way from the ATLASGAL survey
A spectacular new image of the Milky Way has been released to mark the completion of the APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy (ATLASGAL). The APEX telescope in Chile has mapped the full area of the Galactic Plane visible from the southern hemisphere at submillimetre wavelengths
between infrared light and radio waves. The new finely detailed images complement those from recent space-based surveys. The pioneering 12-m APEX telescope allows astronomers to study the cold Universe : gas and dust only a few tens of degrees above absolute zero. The APEX data, at a wavelength of 0.87 mm, shows up in red and the background blue image was imaged at shorter infrared wavelengths by the NASA Spitzer Space Telescope as part of the GLIMPSE survey. The fainter extended red structures come from
complementary observations made by ESA Planck satellite. Many of the most prominent objects are named and the parts of the galaxy that are shown in the three slices are indicated at the right.
Credit: ESO/APEX/ATLASGAL NASA/ESA
The southern plane of the Milky Way from the ATLASGAL survey
Introduction à l’astrophysique: Structure et dynamique de la Voie Lactée
une galaxie spirale M81 (NGC 3031)
10.7 Classification morphologique
des galaxies spirales – elliptiques – irrégulières
Classification morphologique des galaxies selon la séquence de Hubble
son observation dévoile l’évolution des galaxies
Notre univers est en expansion à partir d’une phase dense et chaude
Cette phase initiale a eu lieu voilà environ 14 milliards d’années
Classifications des galaxies
Localement, beaucoup de spirales et peu d’irrégulières
Dans le passé, moins de spirales et beaucoup d’irrégulières La galaxie sphéroïdale naine (dSph) Fornax ESO WFI 2.2-m
La galaxie sphéroïdale naine Leo I distance ~ 250 kpc
La galaxie sphéroïdale naine Pegasus
NGC 1132 HST NASA/ESA
Une galaxie cD, elliptique géante
NGC 1132 HST NASA/ESA
Une galaxie cD, elliptique géante
Les étoiles nous apparaissent globalement sous deux formes différentes
• Les étoiles « proches » sont dites « résolues » lorsqu’elles sont observées comme des points lumineux séparés les uns des autres. On peut les mesurer individuellement : leurs luminosités individuelles, leurs températures de surface individuelles, leurs vitesses individuelles, etc.
• Les étoiles « éloignées » sont dites « non-résolues » lorsqu’elles apparaissent comme une lumière diffuse provenant de points lumineux trop éloignés pour être distinguables les uns des autres. On ne mesure que les propriétés intégrées sur un grand nombre : leur luminosité intégrée (valeurs individuelles sommées), leur température de surface intégrée (valeurs individuelles moyennées), leurs vitesses intégrées (valeurs individuelles moyennées).
• Ces quantités physiques, individuelles ou moyennées, sont à la base de nos connaissances astrophysiques des étoiles et des galaxies.
Une galaxie elliptique cD M87 et plusieurs compagnons elliptiques
NGC 1316 ESO-VLT
Une galaxie elliptique trou noir supermassif de � 109 masses solaires dans le centre de M104 = NGC 4594 Kormendy 1996 ApJ 473 L91
NGC 7049
M101 HST NASA/ESA NGC 1300 HST NASA/ESA
NGC 1300 HST NASA/ESA NGC 1300 HST NASA/ESA
M109 NOAO
Une galaxie spirale barrée
galaxie spirale NGC 2217 BVR ESO 3.6m
galaxie spirale Messier 95 BVR ESO VLT La Galaxies M81 observée avec HST
La Galaxies M81 observée avec HST La Galaxies M81 observée avec HST (visible), Galex (UV) et Spitzer (IR)
La Galaxies M81 observée avec HST (visible), Galex (UV) et Spitzer (IR)
La Galaxies M81 observée avec HST
La Galaxies M81 observée avec HST (visible), Galex (UV) et Spitzer (IR)
La galaxies spirale NGC 891
APOD 1 March 2010
Une galaxie irrégulière : le Grand Nuage de Magellan UGC10214 Tadpole et 6,000 autres galaxies
HST-ACS NASA-ESA 3.2'×4.0'
Sloane Digital Sky Survey UGC10214 Tadpole et 6,000 autres galaxies
HST-ACS NASA-ESA 3.2'×4.0'
The disturbed galactic duo NGC 3169 and NGC 3166 WFI ESO La Silla Chile April 2011
a pair of
interacting galaxies called
Arp 273
HST NASA/ESA April 2011
NGC 3314A and B A Trick of Perspective — Chance Alignment Mimics a Cosmic Collision
HST NASA/ESA June 2012
Cluster of young, blue stars encircling HLX-1, a possible intermediate-mass black hole, 102 – 105 M¤ which may once have been at the core of a now-disintegrated dwarf galaxy.
NGC 2623 = Arp 243
HST NASA/ESA October 2009
NGC 4676 The Mice Galaxies HST NASA/ESA
Voir le site web : http://terpsichore.stsci.edu/~summers/viz/mhs/
simulations numériques
NGC 7252 = Arp 226 Very deep image produced by ESO Wide Field Imager
on the MPG/ESO 2.2-metre telescope at ESO La Silla Observatory Chile.
Nov 2010
NGC 7252 = Arp 226 Very deep image produced by ESO Wide Field Imager
on the MPG/ESO 2.2-metre telescope at ESO La Silla Observatory Chile.
Nov 2010
NGC 7252 = Arp 226 Very deep image produced by ESO Wide Field Imager
on the MPG/ESO 2.2-metre telescope at ESO La Silla Observatory Chile.
Nov 2010
Queues de marée entourant NGC 5907 qui ne sont que les débris d’une galaxie naine après collision
NGC 4696, the largest galaxy in the Centaurus Cluster (Abell 3526)
ACS NASA/ESA Hubble Space Telescope
Centaurus A NGC 5128 Colour composite image revealing the lobes and jets emanating from the active galaxy central black hole. This is a composite of images obtained with three instruments, operating at very different wavelengths. (i) The submillimetre data, from APEX (in orange). (ii) The X-ray data from Chandra (in blue). (iii) Visible light data from the WFI show the background stars and the galaxy true colour.
Overlapping Galaxies 2MASX J00482185-2507365
HST-ACS NASA-ESA
Monster Galaxy Lacks a Bright Core The giant elliptical galaxy in the center of this image, taken by NASA's Hubble Space Telescope, is the most massive and brightest member of the galaxy cluster Abell 2261.
Spanning a little more than one million light-years, the galaxy is about 10 times the diameter of our Milky Way galaxy. The bloated galaxy is a member of an unusual class of galaxies with a diffuse core filled with a fog of starlight. Normally, astronomers would expect to see a concentrated peak of light around a central black hole. The Hubble observations revealed that the galaxy's puffy core, measuring about 10,000 light-years, is the largest yet seen.
The observations present a mystery, and studies of this galaxy may provide insight into how black hole behavior may shape the cores of galaxies.
Astronomers used Hubble's Advanced Camera for Surveys and Wide Field Camera 3 to measure the amount of starlight across the galaxy, dubbed A2261-BCG. Abell 2261 is located three billion light-years away.
The observations were taken March to May 2011. The Abell 2261 cluster is part of a multi-wavelength survey called the Cluster Lensing And Supernova Survey with Hubble (CLASH).
10.8 Groupes et amas de galaxies
Hickson compact group 40 Hickson compact group 87
Abell 1689 HST ACS zamas = 0.182 σa= 1848 ± 166 km s-1 Très fortes indications de la présence de grandes quantités de matière sombre
Image HST profonde tint = 13.2 heures
Un amas de galaxies Autour de l'amas de galaxies RCS2 032727-132623
apparaissent des mirages bleutés d’une galaxie lointaine
Hubble NASA/ESA
Matière visible et matière sombre dans l’amas de galaxies Abell 1689
• FRC :
A candidate protocluster at redshift z ≈ 8 a cluster of galaxies in the initial stages of development, the most distant such grouping in the early Universe
In a sky survey made in near-infrared light Hubble has spotted five galaxies clustered together. They are so distant that their light has taken 13.1 billion years to reach us.
These galaxies are among the brightest galaxies at that early stage of the Universe’s history. They are also very young: we are seeing them just 600 million years after the Big Bang.
NASA/ESA Hubble Space Telescope
séparateur HUDF: Hubble Ultra Deep Field (March 2004) Image la plus profonde de l’univers HST/ACS Filtres B,V,I + 400 orbites
The Hubble Ultra Deep Field 2012 High-redshift galaxy
candidates in the
Hubble Ultra Deep Field 2012
Astronomers using the NASA/ESA Hubble Space Telescope
have uncovered seven primitive galaxies from a distant population
that formed more than 13 billion years ago.
In the process, their observations have put forward a candidate for
the record for the most distant galaxy found to date (at redshift 11.9),
and have shed new light on the earliest years
of cosmic history. The galaxies are seen as they were
when the Universe was less than 4 percent of its present age.
NASA, ESA, R. Ellis (Caltech), and the HUDF 2012 Team
Vision d’artiste d’un quasar 3C 348 = Hercules A : image réelle de l’environnement d’un trou noir
NASA/ESA/VLA Hubble Dec 2012
ULAS J1120+0641, the most distant quasar, with z = 7.085 Mortlock et al. 2011, Nature, 474, 616
This image was created from images taken from surveys made by both the Sloan Digital Sky Survey and the UKIRT Infrared Deep Sky Survey.
The quasar appears as a faint red dot close to the centre. This quasar is powered by a black hole with a mass two billion times that of the Sun.
It is seen as it was just 770 million years after the Big Bang.
ULAS J1120+0641, the most distant quasar, with z = 7.085 Mortlock et al. 2011, Nature, 474, 616
Spectrum of the quasar with emission lines displaying a redshift z = 7.085
A Hubble Space Telescope image of the farthest
spectroscopically confirmed galaxy observed to date
(in the CANDELS Cosmic Assembly NIR
Deep Extragalactic Legacy Survey).
NASA Spitzer Space Telescope also observed
this galaxy. The Keck Observatory was used to obtain a spectroscopic
redshift z=7.7, extending the previous
redshift record. The galaxy existed over 13
billion years ago. NASA/ESA May 2015
This image shows the position of the most distant galaxy discovered so far within a deep sky Hubble Space Telescope survey called GOODS North
(Great Observatories Origins Deep Survey North). The survey field contains tens of thousands of galaxies stretching far back into time.
The remote galaxy GN-z11, shown in the inset, existed only 400 million years after the Big Bang, when the Universe was only 3 percent of its current age. It belongs to the first generation of galaxies in the Universe and its discovery provides new insights into the very early Universe. This is the first time that the distance of an object so far away has been measured from its spectrum, which makes the measurement extremely reliable.
NASA / ESA March 2016
NASA / ESA March 2016
Les principaux constituants de l’Univers:
les galaxies et les amas de galaxies