LES GALAXIES Plan du cours 1 Bref historique

LES GALAXIES

Plan du cours: 1. Bref historique 2. Classification, propriétés physiques 3. Notre galaxie, le groupe local, les amas et les superamas 4. Formation et évolution 5. Calcul de distances et de masses 6. Galaxies spirales 7. Galaxies de Seyfert, Quasars 2

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 3

Rappels (2): magnitudes • Magnitude apparente m: m = -2, 5 log E + cste • Pour 2 étoiles A et B: m. A – m. B = 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 – 5 avec d en parsecs 4

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 5

Historique 6

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 7

Historique (2) • 1850: Lord Rosse découvre la structure spirale de certaines nébuleuses 8

Historique (3) • 1915: H. Shapley constate que le Soleil est situé à 30000 annéeslumière (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 9

Classification Propriétés physiques 10

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 11

Classification (2) Diagramme de Hubble (1926) 12

Classification (3) • Les galaxies elliptiques (30%): – plus ou moins aplaties – Exemples: satellites de la galaxie d’Andromède – Classées de E 0 (sphériques) à E 7 (très aplaties) b EN avec N = 10 * (a-b) / a a 13

M 32 14

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 15

M 74 16

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 17

NGC 2841 18

Classification (6) • Irrégulières (3%): – Beaucoup moins fréquentes – Forme mal définie – Exemple: nuages de Magellan 19

NGC 1365 20

M 87 21

M 82 22

Galaxies vues par la tranche 23

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 24

Propriétés physiques (2) Répartition des galaxies selon leur couleur et la présence de gaz 25

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 26

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 27

Notre galaxie, le groupe local, les amas et les superamas 28

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 100 aine de membres • Masse = 150 milliards de masses solaires • Face cachée de l’autre côté du bulbe 29

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 30

Notre galaxie (3) 31

Notre galaxie (4) 32

Notre galaxie (5) • Dans le domaine invisible: – Ondes radio: hydrogène neutre, raie à 21 cm – Infrarouge: poussières, grosses molécules du milieu interstellaire, étoiles froides – Ultraviolet, rayons X: gaz chaud, étoiles chaudes, trous noirs – Gamma: restes de supernovae 33

Notre galaxie (6) La Voie Lactée dans différentes longueurs d’onde 34

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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 36

Galaxie d’Andromède 37

Galaxie du Triangle 38

Grand Nuage de Magellan 39

NGC 6822 40

Le groupe local (2) 41

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. 42

Amas de la Vierge 43

Amas, superamas (2) Le superamas local 44

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 45

Superamas Persée-Poissons 46

Superamas de Coma 47

Abell 2151 48

Amas, superamas (4) • Superamas répartis le long de filaments • Grandes structures presque vides à l’intérieur • Analogie: répartition de matière dans de la mousse 49

Amas, superamas (5) Répartition des galaxies à grande échelle 50

Amas, superamas (6) Répartition des galaxies dans le ciel 51

Formation, évolution 52

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 100 aines de millions d’années après le big-bang sous la forme d’énormes grumeaux d’hydrogène et d’hélium de plusieurs 100 aines de millions de masse solaire 53

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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 56

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 57

Quintette de Stephan 58

NGC 4650 A 59

AM 0644 -741 60

Galaxie de la roue du chariot 61

Galaxie des antennes 62

Galaxie du signe intégral 63

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 64

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Calcul de distances et de masses 66

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 / 4πd 2 67

Calcul de distances (2) Courbes MV = f (log. P) relatives aux céphéïdes 68

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 69

Supernova de 1987 70

Calcul de distances (4) • Pour les galaxies lointaines, loi de Hubble: d=v/H d distance en Mpc Avec 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 71

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 72

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 73

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 * v 2 / G • Concentration de matière loin du centre trop faible pour fournir la vitesse 74

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 75

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 76

Calcul de masses (5) Lentilles gravitationnelles 77

Abell 2218 78

Galaxies spirales 79

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 80

M 83 81

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 82

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 83

Structure spirale (4) Bouchon sur une route 84

Galaxies de Seyfert, quasars 85

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 86

NGC 7742 87

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 88

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 89

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 90