Audel du Systme solaire Notre Galaxie Arpenter limmensit

Au-delà du Système solaire Notre Galaxie Arpenter l’immensité proche 2015/03/10 structure de notre Galaxie

2015/03/10 structure de notre Galaxie 2

Structure de la galaxie Démocrite (460 av. J. -C. , vers 357 ) enseignait que la voie lactée devait être un amas d'étoiles trop petites et trop pressées pour pouvoir être discernées. Galilée (1564 - 1642) s'aperçoit que la Voie Lactée est formée d'une quantité innombrable d'étoiles. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 3

Structure de la Galaxie Comptage et répartition des étoiles : disque aplati, le Soleil presque au centre. William Herschel (1738 -1822) XXe siècle, le Grand Débat (entre 1920 et 1935), Après beaucoup d’observations, quelques controverses, les astronomes reconnaissent dans la Voie lactée une galaxie parmi d'autres. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 4

Carte d'identité de notre Galaxie La Voie lactée est une galaxie (200 milliards d’étoiles) spirale barrée bras très ouverts (type SBc). bulbe relativement petit NGC 300 sœur jumelle ? 2015/03/10 structure de notre Galaxie 5

La Galaxie Centre galactique : 17 h 45 m 39. 9 s -29° 00′ 28″ dans le Sagittaire Vitesse radiale : +163 km/s Type : S(B)bc I-II Magnitude absolue (V) : -20, 9 Module de distance : 14, 51± 0, 14 Distance : 8± 0, 5 kpc (∼ 26 100 a. l. ) Masse : (1, 0 à 1, 5)× 1012 M⊙ Masse d’hydrogène atomique (HI) : 4× 109 M⊙ Masse d’hydrogène ionisé (HII) : 8, 4× 107 M⊙ Masse d’hydrogène moléculaire (H 2) : 3× 108 M⊙ Masse du noyau : 3, 5× 106 M⊙ Nombre d’amas globulaires : 160± 20 Nombre de nébuleuses planétaires : 7 200 ± 1800 Taux de novae (par an) : 20 Abondance d’oxygène (12 + log(O/H)) : 8, 7 (voisinage solaire) Abondance de fer ([Fe/H]) : +0, 06 Age : 13, 2 milliards d'années 2015/03/10 structure de notre Galaxie 6

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles… 2015/03/10 structure de notre Galaxie 7

Carte du ciel Stellarium contient 500 000 étoiles Champ de 2, 5° x 2, 5° 2015/03/10 et sur le ciel structure de notre Galaxie ►

2015/03/10 Constellation de la Poupe, a = 7 h 40 min d = -14° 30’, champ : 2, 5° structure de notre Galaxie ►

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles… - Des groupements d’étoiles ou amas 2015/03/10 structure de notre Galaxie 10

2015/03/10 Constellation de la Poupe, a = 7 h 40 min d = -14° 30’, champ : 2, 5° structure de notre Galaxie ►

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles… - Des groupements d’étoiles ou amas - Des objets nébuleux 2015/03/10 structure de notre Galaxie 12

Messier 57 Distance 2, 3 (kilo. al) Magnitude 8, 8 (visuelle) Dimension apparente 1, 4 x 1 (min. d'arc) Messier 1 Nouvelle étoile de 1054, notée par les Chinois Distance 6000 années de lumière Vitesse d’expansion : 6000 km/s Au centre un pulsar 2015/03/10 structure de notre Galaxie 13

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles… - Des groupements d’étoiles ou amas - Des objets nébuleux - Des nuages de gaz et de poussières 2015/03/10 structure de notre Galaxie 14

Structure de la galaxie Sadr Deneb Gienah Champ Du Cygne 12°x 12° 2015/03/10 structure de notre Galaxie 15

Structure de la galaxie 2015/03/10 structure de notre Galaxie 16

A quoi ressemble notre chez nous. NGC 300 (cliché ESO) NGC 300, à 6 millions d’années lumière, est très semblable à la Voie lactée. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 17

Les étoiles Population Les différentes familles d'étoiles rangées selon leur composition chimique. Notion introduite par Baade en 1941. On rencontre dans la Voie lactée les deux grandes populations classiques d'étoiles, et une population dite intermédiaire : Baade Walter (1893– 1960) La population I étoiles relativement jeunes, se rencontrent au voisinage du Soleil, concentrées dans des amas ouverts et les associations OB, et situées dans les bras spiraux. La population II étoiles plus anciennes, principalement dans le sphéroïde et le bulbe; - très dispersée dans le halo, (1% des étoiles du halo) - concentrée dans des amas globulaires. La population intermédiaire une population I d'âge plus avancé, plus dispersée sur le disque. Et aussi une population I extrême, constituée des étoiles plus jeunes. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 18

Les objets nébuleux Nébuleuses planétaires NGC 6751 NASA, The Hubble Heritage Team Stade bref (10 000 ans) d’étoiles en fin de vie de masse entre 0. 8 et 8 masses solaires qui soufflent une partie de leur enveloppe extérieure. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 19

Les objets nébuleux Restes de Supernovae 1994 SN 1987 A HST" by ESA/Hubble & NASA 2012 Supernovae : étoiles massives qui finissent en explosant et rejetant la majorité de leur masse dans le milieu interstellaire. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 20

Le milieu interstellaire Entre les étoiles, l’espace n’est pas complètement vide. Il y a : - du gaz (1 particule / cm 3) - des poussières (100 particules / km 3). (très petites particules) 10% en masse de la Voie lactée Il y a aussi : - des rayons cosmiques de hautes énergies - un faible champ magnétique 2015/03/10 structure de notre Galaxie 21

Le milieu interstellaire Le gaz L’hydrogène étant le principal constituant de l’Univers et du milieu interstellaire, on le rencontre sous formes atomique, moléculaire et ionisé. De même pour les autres éléments, mais en faible proportion. Le gaz étant très froid (<100 K), la pression très faible, les raies d’absorption sont très fines et se superposent aux raies des spectres d’étoiles : NI, SII, Ca. II, etc. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 22

L'hydrogène interstellaire neutre (Région HI) La radioastronomie permet d’observer l'hydrogène atomique sous la forme neutre et de nombreuses molécules. Atome d’hydrogène Niveau fondamental double : Très faible probabilité d‘inversion des spins : une fois tous les 11 millions d'années Produit la raie d’émission à 21 cm 2015/03/10 structure de notre Galaxie 23

La distribution de l’hydrogène neutre. Atomes /cm 3 Surveys de Leiden et Parkes 2015/03/10 structure de notre Galaxie 24

L'hydrogène interstellaire neutre (Région HI) Intensités et vitesses radiales. Profiles de la raie 21 cm de l’Hydrogène À différentes longitudes galactiques. L’intensité exprimée en °K est donnée par Formule de Rayleigh-Jeans Le diagramme montre : - vitesses radiales différentes - plusieurs composantes séparées Surveys de Leiden et Parkes 2015/03/10 structure de notre Galaxie 25

L'hydrogène ionisé (Région H II) Les étoiles très chaudes (O et B) et nouvellement formées, par leur rayonnement ultraviolet, ionisent l’hydrogène autour d’elles. Les ions hydrogène (protons) par recombinaisons, donnent des raies de H en émission ; raies de Lyman, de Balmer, etc. Formation de nébuleuses en émission ou région H II (hydrogène ionisé) où prédomine dans le visible la raie rouge H alpha. Régions de formation intense d’étoiles cachées par la densité du nuage. Nébuleuse d’Orion : The Hubble View 2015/03/10 structure de notre Galaxie 26

Nuages moléculaires géants et nuages interstellaires diffus Avec l’hydrogène, il y a des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées. Mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm 3 et leur température varie entre 10 et 150 K. Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions H II. Ces régions H II sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est à dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 27

Nuages moléculaires géants et nuages interstellaires diffus A l'autre extrémité de la séquence des nuages interstellaires, on trouve les nuages diffus qui sont vus en absorption devant des étoiles. Leur masses (quelques dizaines à quelques centaines de masses solaires) et leurs densités (entre dix et quelques centaines de particules/cm 3) sont beaucoup plus faibles. Ils sont composés surtout d'atomes neutres (H, C, N, O. . . ) ou ionisés (C+, Mg+, Si+. . . ). Les plus denses contiennent quelques molécules simples neutres (H 2, CO, CH, CN, OH, H 2 O. . . ) ou ionisées (CH+. . . ). Tous ces constituants sont identifiés par leur spectre en absorption devant celui de l'étoile située derrière. De propriétés physiques voisines, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de gaz et de poussières qui diffusent la lumière d'étoiles situées au sein du nuage ou dans son environnement immédiat. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 28

«Eagle Nebula from ESO» 2015/03/10 Les piliers de la création (HST) structure de notre Galaxie 29

Nuages interstellaires sombres et globules Les nuages moléculaires sombres et les globules se présentent comme des taches sombres plus ou moins régulières masquant la lumière d'étoiles situées en arrière plan. L'un des plus fameux est la nébuleuse de la Tête de Cheval. Ces nuages interstellaires ont un contenu moléculaire aussi riche que celui des nuages géants, leur densité est comparable, voire plus élevée (quelques dizaines de milliers de particules /cm 3), mais ils sont plus froids (une température de l'ordre de 10°K, voire moins). Les poussières dans ces zones denses absorbent plus ou moins complètement la lumière des étoiles situées derrière, d'où leur aspect de taches sombres, particulièrement visibles dans la photographie du globule B 68. Les observations en infrarouge ont permis de mettre en évidence la présence de sources ponctuelles au sein de certains nuages sombres. Quelques sources IR ont été identifiées comme des étoiles en formation, dont seul le rayonnement infrarouge, moins absorbé par les poussières, parvient à sortir du nuage. La présence de proto-étoiles et de disques proto-planétaires dans les nuages sombres montrent qu'ils sont, comme les nuages moléculaires géants, le siège d'une formation continue d'étoiles qui se poursuit à l'époque actuelle. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 30

2015/03/10 structure de notre Galaxie 31

Composition Les grains de poussières sont le support d’une chimie complexe. L’hydrogène moléculaire se forme à la surface des grains et se détecte par une bande d’absorption dans l’ultraviolet à 105 nm. Liste of Interstellar Molecules (180, nov 2014) http: //aramis. obspm. fr/mol/list-mol. html The Cosmic Ice Laboratory - Interstellar Molecules http: //science. gsfc. nasa. gov/691/cosmicice/interstellar. html http: //www. astro. uni-koeln. de/cdms/molecules 2015/03/10 structure de notre Galaxie 32

Amas d’étoiles et Associations Deux types d’amas - amas globulaires : groupes serrés de centaines ou de milliers de très vieilles étoiles gravitationnellement liées. - amas ouverts, plus lâches , contiennent généralement moins de quelques centaines de membres , et sont souvent très jeunes. Amas d'étoiles visibles à l'œil nu : Pléiades, Hyades et M 44 (Praesepe). Les amas ouverts sont perturbés par l'influence gravitationnelle des nuages moléculaires géants. Les membres de l’amas continuent à évoluer dans le même sens à travers l'espace, même s’ils ne sont plus gravitationnellement liés. Ils forment des associations stellaires 2015/03/10 structure de notre Galaxie 33

Amas stellaire ou amas ouvert - 100 à 1 000 étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, - dimension varie entre un diamètre de 1, 5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc. - peu lumineux - se situent dans le plan galactique. - se forment au sein des nuages moléculaires, des grands nuages de gaz et de poussières. M 44 2015/03/10 structure de notre Galaxie 34

Amas stellaire ou amas ouvert - temps nécessaire à leur formation est beaucoup plus faible que leur durée de vie, toutes les étoiles d’un amas ouvert ont plus ou moins le même âge et comme elles proviennent de la même nébuleuse, elles ont la même composition chimique. - les seules différences existant entre les étoiles d’un amas ouvert proviennent de leur masse. - dominés par leurs étoiles géantes bleues de type O ou B, qui sont très lumineuses mais de courte durée. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 35

Amas stellaire ou amas ouvert L'amas ouvert le plus proche est dans la Grande Ourse, Sirius est un ancien membre de cet amas. Le Soleil est actuellement dans le « courant » de la Grande Ourse, mais n’en est pas un vrai membre, il passe juste à travers. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 36

Amas globulaire - amas stellaire très dense - contenant une centaine de milliers d'étoiles - distribuées dans une sphère - taille : varie de 20 à quelques centaines d'années-lumière - étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges. Harlow Shapley (1885 -1972) - 150 amas globulaires dans notre Galaxie. - il en existe sans doute d'autres, indétectables car masqués par le centre galactique. - appartiennent au halo galactique - ils orbitent autour du centre galactique à une distance variant de 1 à 100 kpc - C'est par leur étude que Harlow Shapley, en 1918, a pu déterminer la position du Soleil au sein de la Galaxie. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 37

Distribution des amas Amas globulaires Amas ouverts http: //philippe. boeuf. pagesperso-orange. fr/ 2015/03/10 structure de notre Galaxie 38

M 13 2015/03/10 structure de notre Galaxie 39

Source : http: //www. cosmovisions. com/vola. htm 2015/03/10 structure de notre Galaxie 40

Pour se repérer dans la galaxie : Les coordonnées galactiques : 2015/03/10 structure de notre Galaxie 41

la Voie lactée par Stellarium 2015/03/10 structure de notre Galaxie 42

Tous ces objets A quelle distances sont-ils ? 2015/03/10 structure de notre Galaxie 43

Mesures distances Méthode directe : Parallaxes trigonométriques Méthodes indirectes : Etalons secondaires (Céphéides, W Virginis, RR Lyrae…) Parallaxes spectroscopiques ou photométriques Amas d ’étoiles et associations Mouvements des étoiles proches Parallaxes statistiques 2015/03/10 structure de notre Galaxie 44

Parallaxes trigonométriques # L'angle sous lequel on voit le demi-grand axe del'orbite de la Terre d'une étoile s'appelle la parallaxe p ou A. # Le parsec : distance à laquelle on verrait une unité astronomique (distance moyenne de l'orbite de la Terre autour du Soleil) sous un angle de 1 seconde d'arc. Première mesure de parallaxe par Bessel en 1838. Parallaxe de 61 Cygne : 0. 3 " Etoile la plus proche : Proxima Centauri p = 0. 762 " 1 parsec = 206 265 u. a. = 3, 262 a. l. = 3, 086 1016 m. 2015/03/10 Précision : structure de notre Galaxie Mesure à 0, 005 " = 50% à 100 pc 45

Hipparcos High Precision Parallax Collecting Satellite dédié à l’Astrométrie pour mesurer les positions d’étoiles parallaxes les mouvements propres lancé en 1989, observa jusqu’en 1993. Résultats : Mesure les positions de 118 000 étoiles, précisions 0, 001 seconde d’arc (”) Catalogue Tycho : 1 000 d’étoiles à 0, 005 ” Nombre d’étoiles de distances connues × 100. Précision × 10 Distance atteinte × 20. De la relation parallaxe Erreur sur la distance : A 500 pc : distance connue à 50 % près 2015/03/10 structure de notre Galaxie Rayon de la Galaxie : 15 kpc. 46

GAIA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics Gaia est une mission spatiale astrométrique (ESA). - mesure des positions - distances - mouvements des étoiles Retenu en 2000 Gaia est lancé le 19 déc. 2013, pour une mission de cinq ans. un milliard d'objets célestes (étoiles, astéroïdes, galaxies, etc. ) jusqu'à la magnitude 20 (400 000 fois plus faible que les plus faibles visibles à l’œil nu). Dédié à la connaissance de - la structure, la formation et l'évolution de la Voie lactée - les planètes extrasolaires, le système solaire, les galaxies extérieures ainsi qu'en physique fondamentale. Précision : 7 microsecondes (10 -6) d'arc pour V=10 12 -25 microsecondes d'arc pour V=15 100 -300 microsecondes pour V=20 2015/03/10 structure de notre Galaxie 47

GAIA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics http: //sci. esa. int/gaia/ http: //fr. wikipedia. org/wiki/Gaia_%28 satellite%29 2015/03/10 structure de notre Galaxie 48

GAIA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics Le plan focal est composé de 106 CCD de différents types. Un champ d'étoiles observé par le télescope 1 traverse le plan focal au fur et à mesure de la rotation de Gaia : il est analysé dans le SM (sky mapper), qui détecte les objets à étudier, en élimine certains et détermine la position et le mouvement des autres (gros plans 1 et 2) ; la deuxième colonne du SM fait un travail similaire sur le champ d'étoiles observé par le télescope 2 (gros plan 3) ; les deux images sont superposées par la suite ; seuls les pixels entourant les objets détectés sont lus dans les CCD de l'AF (Astrometic Field), et les « fenêtres » de pixels, correspondant à des rayons cosmiques détectés dans la phase précédente, sont éliminés (gros plans 4 et 5) ; en progressant à travers les CCD de l'AF, l'image se fait plus nette. La superposition des champs d'étoiles deux télescopes permet de mesurer directement les angles entre étoiles très écartées (gros plans 6) ; un spectre de l'énergie de chaque objet suivi est obtenu par les CCD BP et RP (gros plan 7) ; enfin un spectre détaillé de chaque objet est obtenu dans une bande de fréquence étroite (gros plan 8) via les CCD du RVS (Radial Velocity Spectrograph). 2015/03/10 structure de notre Galaxie 49

GAIA 2015/03/10 Global Astrometric Interferometer for Astrophysics structure de notre Galaxie 50

Etoiles variables Les étoiles de magnitudes changeantes sont appelées Etoiles variables. General Catalogue of Variable Stars, contient plus de 40 000 étoiles variables Étoiles variables intrinsèques : • Variables pulsantes • Variables par rotation • Variables éruptives Étoiles variables extrinsèques • Variable optique (ou à éclipses) • Variables cataclysmiques http: //fr. wikipedia. org/wiki/%C 3%89 toile_variable http: //en. wikipedia. org/wiki/Variable_star 2015/03/10 structure de notre Galaxie 51

Etoiles variables céphéides 2015/03/10 Prototype d Céphée structure de notre Galaxie 52

Etoiles variables et étalons de distances Céphéides Étoiles pulsantes de grande luminosité Classe similaire : étoiles W Virginis, un peu moins lumineuse. http: //fr. wikipedia. org/wiki/Céphéide 2015/03/10 structure de notre Galaxie 53

Magnitudes absolues (rappels) Magnitude d'un objet situé conventionnellement à la distance de 10 pc. La distance d est impérativement en parsecs m - M s’appelle le module des distances, indépendant du domaine spectral utilisé. Magnitudes absolues : Soleil : M = 4. 79, Antares : -4. 6, Proxima Centauri : 15. 45. Relation distances – périodes Céphéides : 5 × log d = m. V + a × log P – b × ( m. V – m. I ) + c 2015/03/10 structure de notre Galaxie 54

Etoiles variables et étalons de distances RR Lyrae étoiles pulsantes période de variation de luminosité relativement courte, entre 0, 2 et 1, 1 jour. Étoiles • d’amas globulaires • vieilles • de Polpulation II (pauvres en « métaux » ) Étoiles pulsantes de même luminosité MV = 0. 6 +/- 0. 3 http: //fr. wikipedia. org/wiki/%C 3%89 toile_variable_de_type_RR_Lyrae 2015/03/10 structure de notre Galaxie 55

Etoiles variables et étalons de distances RR Lyrae dans M 3. http: //apod. nasa. gov/apod/ap 070415. html 2015/03/10 structure de notre Galaxie 56

Distances des étoiles Evaluer la distances des étoiles, c’est nous placer dans l’Univers. Evaluer les distances par triangulation : méthode des parallaxes trigonométriques Unité des astronomes : le parsec (3 1013 km, 206265 u. a. ) Permet de mesurer correctement jusqu’à 500 pc. Seule méthode directe de mesure des distances ! et pour mesurer plus loin : les parallaxes spectroscopiques avec les magnitudes absolues m - M = 5 log d - 5 les étalons secondaires : étoiles remarquables (céphéides, RR Lyrae, etc. . . ). . . Loi de Hubble pour l’extragalactique Pour fausser le jeu : l’absorption interstellaire Découverte par Trumpler en 1930. 2015/03/10 structure de notre Galaxie (1886 -1956) 57

Luminosité des étoiles # Dans le diagramme HR, la luminosité d’une étoile ou son énergie totale rayonnée est connue. Unité : Luminosité solaire L = 3, 826 1026 W. Le diagramme HR peut être en ordonnées, directement gradué en luminosités solaires. # Inversement dans le diagramme HR, le placement d’une étoile par ses caractères spectraux donne sa distance. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 58

Distances des amas d’étoiles dans le diagramme HR Deux grands groupes d’amas d’étoiles : ! amas ouverts ! amas globulaires La relation du module des distances est constante pour toutes les étoiles de l’amas considérées à la même distance. L’ajustement sur un diagramme HR conventionnel permet de trouver ce module puis la distance. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 59

Diagramme HR Amas M 11 La branche des géantes rouges La séquence principale Superposons ce graphique sur un diagramme HR en ajustant les échelles des coordonnées. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 60

Diagramme HR Amas M 11 Superposons les deux graphiques Mêmes échelles en abscisses et en ordonnées. Soit une étoile de l’amas de magnitude Supposons l’amas 10 fois plus près. Tous l’amas est décalé vers le haut de 5 magnitudes. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 61

Diagramme HR Amas M 11 On ajuste les séquences principales : Décalage des ordonnées : 13 magnitudes Pour chaque étoile de l'amas : m - M = 13 m - M = 5 log d - 5 d = 4000 pc pamas = 0, 00025 " 2015/03/10 structure de notre Galaxie 62

Le Point convergeant Les observations montrent que le Soleil par rapport aux étoiles voisines : - a une vitesse de 19, 7 km/s - vers un point appelé Apex (a = 18 h 00 min, d = 30° ou l =56°, b = 23° dans la constellation d’Hercule. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 63

Le Point convergeant • Utilisation pour les Parallaxes statistiques. En un an, le Soleil s’est déplacé de s = 4 unités astronomiques qui sert de base de mesure. L’étoile proche semble avoir changé d’un angle u r = s sin q / sin u Formule des sinus Comme l’étoile a une vitesse propre, on fait une moyenne statistique sur les étoiles voisines ou d’un amas. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 64

Mouvements propres et vitesses radiales Dans l’exemple précédent, les objets proches se déplacent par rapport aux objets lointains. On mesure l’angle de déplacement qui correspond à un mouvement tangentiel, perpendiculaire à la ligne de visée. Il s’exprime en secondes d’arc/an en ascension droite et déclinaison. Ce sont les mouvements propres : ma et md m 2 = (ma cos d)2 + md 2 Avec la distance, la valeur réelle est connue et peut être exprimée en km/s. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 65

Mouvements propres et vitesses radiales Pour avoir la vitesse réelle par rapport au Soleil, il nous faut la vitesse dans la direction de l’objet ou vitesse radiale. La spectroscopie donne les vitesses radiales des objets par le décalage des raies et l’application de la formule de Doppler-Fizeau. Par convention, si l’objet s’approche, la vitesse est négative, positive pour l’éloignement. La vitesse totale est la combinaison de la vitesse radiale et de la vitesse obtenue par les mouvements propres. Cette vitesse n’est qu’une vitesse relative locale / au Soleil. 2015/03/10 Si l’on tient compte du mouvement du Soleil vers l’Apex, ce sont les vitesses propre par rapport au référentiel local appelé Référentiel local de repos (Local Standart of Rest). structure de notre Galaxie 66

Vitesse des objets / au Soleil Mouvement propre : m 2 = (ma cos d)2 + md 2 V 2 = V R 2 + d 2 m 2 Où d est la distance du Soleil à l’étoile. Mais avec les bonnes unités. Dans les catalogues - ma, md en secondes d’arc - VR en km/s - d en parsces Etablir la formule pour homogénéiser les unités. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 67

Amas ouverts proches, vitesses / soleil et distances Mvts propres des Hyades En moyenne toutes les étoiles de l’amas ont le même vecteur vitesse v / Soleil. Les composantes tangentielles alors semblent toutes converger vers un même point : le point de convergence K. Composantes des vitesses vt v sin Q v. R r = –––––– = –– tan Q m m m 2015/03/10 - radiale : v. R cos Q et v. R sin Q - tangentielle : vt = m r Méthode des parallaxes cinématiques. structure de notre Galaxie 68

Structure de la Galaxie 2015/03/10 structure de notre Galaxie 69

Distribution des objets • Objets brillants étoiles O, B, régions H II, amas, céphéides, supergéantes, amas globulaires. • Plan de la Galaxie : - objets jeunes étoiles O, B, OB associations, régions H II, sont répartis suivant des bandes et sont donc partie des bras spiraux - les étoiles plus tardives sont plus uniformément réparties Montrent une distribution dans des bras comme dans les galaxies extérieures spirales. La poussière interstellaire limite la vision à 3 à 4 kpc 2015/03/10 structure de notre Galaxie 70

Distribution des objets Populations stellaires Population I Dans le plan de la Galaxie : objets jeunes, orbites presque circulaires, matériaux interstellaires (hydrogène, molécules, poussières) Population II En dehors du plan de la Galaxie : répartition sphérique, dans un halo symétrique s’étendant à 50 kpc et au-delà. La densité est plus dense vers le centre (bulbe) Peu de matière interstellaire, étoiles pauvre en métaux 2015/03/10 structure de notre Galaxie 71

Rotation de la Galaxie Pionnier de la rotation galactique Jan Oort Etablit les formules de la rotation différentielle. Jan Hendrik Oort 1900 -1992 (a) Vitesses orbitales (b) vitesses relatives (c) Comp. radiales (d) Comp. tangentielles Effets de la rotation différentielle sur les vitesses radiales et tangentielles. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 72

Rotation différentielle de la Galaxie Bien marquée par les composantes des nuages d’hydrogène atomique (raie 21 cm) Vitesse radiale fonction de la distance 2015/03/10 structure de notre Galaxie 73

Masse distribution et masse totale Par l’observation on connaît la vitesse de rotation à la distance R du centre galactique. Le Soleil est à 8. 5 kpc du centre galactique et avance à 220 km/s Période de rotation ? Masse à l’intérieur de l’orbite du Soleil : Si l’on applique les lois de Kepler et Newton : V 2 = GM/R La courbe de rotation, n’est pas en accord avec les lois de Kepler. 2015/03/10 structure de notre Galaxie 74

Le centre galactique Tout près de la source radio complexe Sagittarius A. associée à un trou noir supermassif d'environ 3 à 4 millions de masses solaires 2015/03/10 structure de notre Galaxie 75

Le temps de voyage de la lumière Terre-Lune : 1, 2 seconde Terre-Soleil : 8 minutes Soleil-Pluton : 5, 5 heures Soleil-limite du système solaire (héliopause) : 17 heures Soleil-Proxima du Centaure : 4, 2 années Soleil-Centre Galactique : 28 000 années Voie Lactée-Andromède : 2, 5 millions d'années Obspm Crédit : montage à partir d'images ESO & NASA Les galaxies lointaines : 6 à 13 milliards d'années 2015/03/10 structure de notre Galaxie 76

Gaia et la structure de la Galaxie 2015/03/10 structure de notre Galaxie 77

En… FIN 2015/03/10 structure de notre Galaxie 78