LES GALAXIES. 2 / 90 Plan du cours: 1.Bref historique 2.Classification, propriétés physiques...

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