Cours_Galaxies

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Les galaxies
• Les galaxies sont le constituant fondamental de
l’Univers
• Classification des galaxies optiques
– Schéma des galaxies elliptiques, spirales et irrégulières
• Caractéristiques des galaxies
– Masse, Magnitude, Diamètre, Population
• Dimensions
– Méthode optique
– A partir de la luminosité et de la température
• Détermination des distances
– Méthode des céphéïdes
– Méthode de Tully-Fischer pour estimer les distances extragalactiques
– Méthode utilisant la luminosité maximale des galaxies d’un amas
Un peu d'histoire
• 1610, Galilée: Etude de la Voie lactée --> grand nombre
d'étoiles faiblement lumineuses.
• 1755, Kant: Galaxie, un corps en rotation composé d'un
nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la
gravitation --> « Univers-îles »
• Fin XVIIIe siècle, Messier: catalogue contenant une
centaine de nébuleuses (M1: nébuleuse du Crabe, M31:
nébuleuse d'Andromède)
• 1840: William Herschel: « General Catalogue » comprenant
5 000 nébuleuses.
• 1888, Dreyer: « New General Catalogue » comprenant 7800
nébuleuses et amas (NGC224: Nébuleuse d'Andromède)
Voie Lactée vu par William Herschel (1785)
Classification des galaxies de Hubble
Classification de de Vaucouleurs (1959)
Variante de la séquence de Hubble
S'appuye sur les traits secondaires
Les structures sont par essence continues
4 classes: Elliptiques, Lenticulaires,
Spirales, irrégulières
• 3 familles: non barrées A, barrées B, mixte
AB
• 5 stades: a b c d m + stades intermédiaires
ab (d et m, une partie des irr
• 2 variétés: « ring » r, « s-shaped s
•
•
•
•
Classification de de Vaucouleurs (1959)
• Volume de classification auquel peu de
galaxies échappent
• Autres éléments de classification:
– R anneau extérieur
– m,
aspect des bras spiraux
• Galaxies particulières:
– Evolution CD
BCMs
– Noyau actif: Seyfert, QSO
– Naines: dIrr, BCDs
– Brillance: LSBDs
Masses (Mo)
Spirales
Elliptiques
Irrégulières
109 - 4. 1011
106 - 1013
108 - 3. 1010
2-500
5-30
Diamètre (1000 a.l.) 20-150
Luminosité (Soleil
=1)
108 - 4. 1010
106 - 1011
107 - 2. 109
Magnitude absolue
-15 à -20
-9 à -25
-13 à -18
Nature des
populations
stellaires
Vieille et jeune
Vieille
Vieille et jeune
Type spectral
A-K
G-K
A–F
Matière
interstellaire
Gaz et poussière
Presque pas de
poussière; peu de
gaz
Beaucoup de gaz;
parfois pbeaucoup
de poussières; peu
ou pas de poussière
Caractéristiques générales des galaxies de différents types
M51: Galaxie du Tourbillon
Le Grand Nuage de Magellan, une galaxie irrégulière située à 160 000 années-lumière de nous et
d'environ 30 000 années-lumière de diamètre. Crédit : W.-H. Wang
Image constituée par les photographies de galaxies réalisées avec le Télescope Spatial Hubble et le Sloan Digital Sky Survey. Elles ont été mises dans l'ordre de
classification de la séquence de Hubble (E : galaxies elliptiques ; S0 : galaxies lenticulaires ; Sa_{bcd} : galaxies spirales ; Pec : galaxies particulières). Le schéma du
haut présente les galaxies proches, dites de la séquence de Hubble « actuelle » : 3% sont les elliptiques, 15% des lenticulaires, 72% des spirales, 10% des particulières. Le
schéma du dessous présente les galaxies distantes, dites de la séquence de Hubble du « passé ». Les galaxies particulières sont beaucoup plus nombreuses, 52%, tandis
qu'il n'y a que 31% de spirales, 13% de lenticulaires et 4% d'elliptiques (copyright: HST. SDSS. GEPI.)
Détermination des distances des galaxies
• Méthode des céphéides
• Méthode Tully-Fischer pour estimer
des distances extragalactiques
• Méthode utilisant la luminosité
maximale des galaxies d'un amas
Observations de Hubble
• Années 1920: Edwin Hubble (US) établit
définitivement que la nébuleuse M33 du Triangle
était située au-delà des limites de notre galaxie et
constituait de fait une galaxie voisine de la nôtre
• Utilisation d'observations d'étoiles Céphéides et
RR Lyrae dont la relation période-magnitude
absolue est étalonnée dans notre galaxie
• Observations analogues dans la galaxie
d'Andromède (M31)
Observations du décalage spectral
• 1919: Harlow Shapley
- Grande majorité des décalages s'opérait vers le rouge
- Attribution des décalages à l'effet Doppler-Fizeau
- Plupart des galaxies s'éloignaient de nous
• 1929: Hubble fit une découverte capitale
- Le décalage spectral est proportionnel à la distance
de la galaxie, ce qui implique que l'Univers est en
expansion si l'on admet que le décalage est bien dû à
l'effet Doppler-Fizeau
- Loi de Hubble
Définition de l'effet Doppler-Fizeau
• Décalage spectral:
– Le même son émis par un objet en mouvement nous
semble plus aîgu lorsque l'objet se rapproche et plus
grave lorsqu'il s'éloigne. Le même phénomène fut
découvert par Fizeau en 1848.
• Effet Doppler-Fizeau;
– Décalage entre la fréquence de l'onde émise et de
l'onde reçue lorsque l'émetteur et le récepteur sont
en mouvement, l'un par rapport à l'autre.
Définition de la loi de Hubble
• Loi de Hubble:
– La vitesse d'éloignement de la galaxie est:
• v=cz si z=Δλ/λ0 est petit devant 1, c étant la vitesse de la
lumière
• Pour des vitesses voisines de la vitesse de la lumière ( V ≥ 10 4
km/s), on applique l'expression relativiste de l'effet Doppler:

( 1 + z)
=
C ( 1 + z)
V
2
2

+ 1
1
• v tend vers c lorsque le décalage spectral z tend vers l'infini
• En cosmologie observationnelle, on n'observe aucun corps audelà de z=4 à 4.5 et on estime que le fond diffus cosmologique
correspond à z=1000
Expansion de l'Univers: Loi de Hubble
Dès 1929, Hubble a remarqué que la vitesse à laquelle semblaient s'éloigner les galaxies qu'il observait était
proportionnelle à leur distance (mesurée par une autre méthode, par exemple grâce aux étoiles Céphéides
qu'elle renferme). La constante de proportionnalité a ensuite été appelée "constante de Hubble". La figure de
gauche montre les premiers résultats obtenus par Hubble en 1929, pour des galaxies très proches (distance
inférieure à 2 Mpc), celle de droite ceux de Hubble et Humason en 1931, pour des galaxies nettement plus
lointaines (distance atteignant 30 Mpc).
Crédit : Hubble (1929), Hubble & Humason (1931)
Loi de Hubble actualisée
La loi de Hubble mesurée en 1996 (vitesse des galaxies en fonction de leur distance). Cette fois, la distance
des galaxies atteint 500 Mpc.
Crédit : Riess, Press & Kirshner (1996), Astrophysical Journal 473, 88
Quelques exemples de distances
Distance à partir de la Terre
Lune 1,3 seconde-lumière
Soleil 8 minutes-lumière
Pluton 5,5 heures-lumière
Proxima Centauri 4,2 années-lumière (a.l.)
Centre de la Voie Lactée 26 000 a.l.
Galaxie d'Andromède (Messier 31) 2,6 millions a.l.
Amas de galaxies de la constellation de Coma
330 millions
a.l.
• Horizon cosmique (Diamètre de l'Univers observable) 44
milliards a.l.
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Galaxie la plus lointaine
Cette tache minuscule sur une image prise avec le télescope "ANTU" du VLT de l'ESO est
la galaxie la plus lointaine qu'on connaisse en 2004. L'image totale et un agrandissement de
la zone contenant la galaxie lointaine apparaissent dans les figures supérieures. Les figures
inférieures montrent la région de la galaxie lointaine observée à travers quatre filtres
différents. La galaxie n'est visible que dans l'une de ces quatre images, ce qui donne une
indication sur son décalage spectral. 13,2 milliards d'années

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