ft2_acqurir_des_images_de_galaxies_les_classifier 21 - Eu-HOU

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Exercice 1 : Acquérir des images de galaxies, les classifier
2.1 Les grandes lignes du projet
Sommaire
Activités
Planification :
Vous devez décider quelles sont les galaxies dont vous souhaitez acquérir des images.
Observation :
Vous utilisez le télescope, en temps réel ou hors connexion, pour obtenir des images JPEG
des galaxies dans différentes bandes spectrales ( couleurs). Une image pleine couleur (
composée) est aussi obtenue.
Mesure et analyse :
Vous imprimez les images de chaque galaxie et vous commentez leurs caractéristiques en
termes scientifiques, y compris les différences entre les images dans différentes couleurs.
Puis vous utilisez le logiciel JPEG Viewer pour effectuer des mesures simples sur la galaxie,
y compris à quel point les bras spiraux sont resserrés.
Enfin, vous classifiez vos galaxies en utilisant le forme simplifiée de la classification de
Hubble.
Evaluation :
Vous évaluez vos résultats, commentez tout ce qui s’est bien ou mal passé, cherchez des
explications aux résultats anormaux et suggérez des raisons et des solutions.
Vous pouvez approfondir vos recherches
Mesurer le bras spiraux d’une galaxie spirale
A partir des résultats déjà obtenus ( sans refaire l’exercice précédent), vous pouvez, en plus,
mesurer les bras spiraux de l’une quelconque des galaxies observées.
Profil de luminosité surfacique
Un travail indépendant consiste à relever les profils de luminosité surfacique. Vous pouvez le
faire pour quelques unes des galaxies observées et classifiées, il est inutile de refaire
l’exercice précédent).
Atlas Kaulkes des galaxies proches (FANG)
Pour obtenir des images couleur de vos galaxies de haute qualité, vous pouvez utiliser
une longue exposition ( soit 5 min pour chaque filtre) ou, encore mieux, vous pouvez prendre
plusieurs images en couleur pour chaque filtre et les superposer ( les combiner en utilisant un
logiciel). Les images haute qualité ainsi obtenues pourraient contribuer à l’atlas Faulkes
Telescopes des galaxies proches, atlas en ligne d’images pleine couleur de galaxie, à usage
des professionnels et des amateurs. Pour beaucoup de galaxies, ces images seront les
premières haute qualité en couleur jamais obtenues.
Ce travail effectué, les images seront rassemblées dans un livre qui sera non seulement très
esthétique mais aussi d’une grande valeur scientifique. En ligne, comme dans le livre, le nom
de l’école et des personnes qui ont obtenu et traité les images seront cités.
2.2 Instructions pour le projet
Sommaire des activités :
Planifier : Vous décidez quelles galaxies vous allez observer et quand vous allez les observer
Observer : Vous utilisez le télescope (en temps réel ou hors-ligne) pour obtenir des images
JPEG des galaxies spirales dans différentes bandes passantes (couleurs). Une image avec
toutes les couleurs (composée) est également obtenue.
Commenter : Vous imprimez les images de chaque galaxie et commentez en termes
scientifiques leur composition, en incluant dans votre commentaire les différences entre les
images en couleurs différentes.
Mesurer : Vous utilisez alors le logiciel « JPEG Viewer » pour effectuer en toute simplicité
des mesures d’une galaxie, par exemple comment les bras spiraux sont disposés dans une
galaxie spirale.
Classifier : Vous classez vos galaxie en utilisant une forme modifiée du schéma de
classification de Hubble. Vos mesures vous aideront à classifier correctement vos galaxies.
Evaluer : Vous réfléchissez à vos sources d’erreurs et à la façon dont vous pourriez améliorer
votre projet.
Les images requises
Pour ce projet, les images peuvent être obtenues soit en temps réel soit hors-ligne.
Chaque galaxie à mesurer et classifier doit au minimum être imagée avec les filtres de bandes
passantes V et R (vert et rouge), afin qu’une image en trois couleurs puissent être créée. En
outre, prendre des images en utilisant des filtres différents, pouvant aussi bien inclure U
(ultraviolets) et I (infrarouges), vous permettra de comparer les proportions de chaleur dans
les différentes parties de la galaxie : bleu pour les étoiles jeunes et plus jaunes pour les
étoiles plus vieilles et plus froides.
Les images JPEG pour chaque bande passante vous sont renvoyées directement par le logiciel
du télescope, ainsi qu’une image contenant toutes les couleurs.
Ces images JPEG sont suffisantes pour observer et classifier une galaxie. Cependant, si vous
désirez effectuer le processus complet requis pour produire une image astronomique de haute
qualité pour l’Atlas Faulkes des Galaxies Proches, vous devrez utiliser les fichiers FITS qui
vous sont renvoyés plusieurs heures après votre session d’observation. Les détails sont donnés
dans un projet séparé.
Planification détaillée
1. Choisir les bonnes galaxies
Idéalement elle doit être ni trop petite ni trop grande par rapport au champ de vision et
suffisamment brillante pour donner une image correcte selon les choix appropriés de temps
d’exposition. Une liste de galaxies convenables peut être téléchargée sur la page ressources de
ce projet, ainsi qu’un planning d’observation – feuille de calcul montrant quelles galaxies sont
visibles selon le moment.
2. Choisir l’instant d’observation
Les bonnes images d’objets célestes lointains comme les galaxies ne peuvent être obtenues
uniquement lorsque la luminosité du ciel est faible. De telles conditions sont appelées
« photométriques » car elles sont idéales pour réaliser des mesures de luminosité des objets.
Pour observer avec les Faulkes Telescopes sous des conditions photométriques vous devez
choisir un moment où la Lune n’est pas là et quand la nuit est complète.
3. Choisir les bons filtres
Pour obtenir une image en couleurs réelles vous devez produire des images utilisant les filtres
bleu, vert et rouge (B, V et R). Ce sont des filtres à large bande permettant le passage de
longueurs d’onde centrées respectivement sur les parties bleues, vertes ou rouges du spectre.
De plus, vous pourrez également vouloir utiliser le filtre ultra-violet (U) pour montrer plus
clairement toutes les régions lumineuses comportant de jeunes étoiles bleues brillantes. De
même pour le filtre infra-rouge (I) pour montrer plus précisément les vieilles étoiles froides.
4. Choisir les bons temps d’exposition
Après avoir choisi quand observer, et à travers quels filtres, vous devrez ensuite décider
combien de temps observer une galaxie à travers chaque filtre. Le logiciel du télescope vous
aidera à faire ce choix.
5. Planifier votre « plage » d’observation
Etablissez un emploi du temps d’observation tenant compte du temps requis pour chaque
exposition et du temps requis par le télescope pour glisser d’une galaxie à une autre.
Soumettez celui-ci au centre de contrôle du télescope et réservez votre « plage »
d’observation.
6. Sauvegarder les images
Sauvegardez les images JPEG que vous avez obtenues durant votre session d’observation
dans un répertoire sur votre ordinateur.
Commenter
7. Etude des images
Vous pouvez utiliser les images JPEG prises dans les différentes couleurs, mais vous
pouvez également utiliser les images avec toutes les couleurs.
Si vous voulez effectuer ultérieurement votre analyse, c’est possible en utilisant JPEGs,
une autre possibilité est d’utiliser le logiciel de traitement d'image astronomique pour voir les
fichiers complets de données (FITS files). L’avantage est que vous pouvez sélectivement faire
ressortir différents aspects de l’image d’une galaxie dans l’ordre souhaité pour l’étude. Vous
pouvez, par exemple, augmenter la brillance de certaines régions sombres de l’image afin de
pouvoir voir clairement d’autres régions de la galaxie. Cependant, ceci saturerait la région
centrale brillante dans laquelle on ne pourrait plus voir les détails, ainsi vous pourriez
également vouloir changer les réglages de telle manière que des détails dans ces régions
puissent être étudiés.
Etude des images FITS de galaxies
Assurez vous que vous sauvegardez les images originales et les images traitées. Dans certains
cas, vous pouvez penser qu’il est bon de traiter une image de différentes façons pour faire
ressortir différents aspects ( par exemple dans une galaxie, des détails de régions peu
lumineuse et ceux de régions brillantes)
8. Imprimer les images
Vous trouverez utile de les imprimer afin de pouvoir les étudier plus aisément. Ceci vous
permettra également de leur adjoindre des commentaires appropriés pour l'inclusion dans un
rapport écrit, si nécessaire.
Conseil : Si vous le pouvez, utilisez une imprimante photographique de qualité et haute
résolution ou du papier photographique de qualité, vous obtiendrez un bien meilleur résultat
qu’avec une imprimante commune et un papier ordinaire.
9. Analyse des images
Examinez les images attentivement, observez en particulier les aspects suivants :
* Si vous pensez que c’est une galaxie elliptique ou une galaxie à disque ( comme une galaxie
spirale) qui est aplatie comme un disque, ou si c’est trop difficile le de la déterminer comme
c’est parfois le cas.
* Si la galaxie est une galaxie à disque, si elle est de face par rapport à vous ou inclinée.
* Si c’est une galaxie spirale :
- si elle est barrée ou non
- le nombre de bras spiraux, leur longueur, et comment ils sont étroitement enroulés
- si les bras spiraux sont clairement définis ou d’aspect vague et déchiqueté
- les régions où il y a beaucoup d’étoiles bleues, brillantes, chaudes et jeunes
- les régions où il y a beaucoup de nuages de poussière sombre
- les régions « H2 » qui sont rougeoyantes car l’hydrogène ionisé rougeoie à cause des
étoiles jeunes et chaudes voisines dégageant des doses copieuses de rayonnement ultra-violet
- les amas globulaires qui contiennent de vieilles étoiles jaunes
- tout autre aspect que vous pensez intéressantes à préciser.
Mesurer
10. Utiliser le logiciel JPEG Viewer pour effectuer des mesures
Les détails pour utiliser ce logiciel sont donnés dans des instructions séparées qui peut être
téléchargée à partir de la page ressource de ce site.
Mesurez la taille angulaire de la galaxie et tout aspect important ( un renflement central, un
nuage de poussière sombre,…) en arc minutes ou arc secondes ( celle qui est la plus
appropriée).
Si vous connaissez la distance de la galaxie ( en années-lumière ou en parsec), entrez les dans
le logiciel et il calculera la taille actuelle de la figure (en années-lumière ou en parsec).
Si c’est une galaxie spirale, mesurez la façon dont les bras spiraux sont enroulés.
Vous pouvez aussi utiliser le logiciel JPEG Viewer pour mesurer relativement à notre galaxie
- la taille relative du renflement central contenant les vieilles étoiles jaunes
- la taille relative d’une barre quelconque
- si la galaxie est elliptique, le rapport entre le grand axe et le petit axe
Classifier
11. L a classification de Hubble
Utiliser les informations précédentes pour décider, pour chacune de vos galaxies, dans quelle
mesure elle correspond aux propriétés publiées dans la classification de Hubble. Comme il y a
plusieurs variations modernes du schéma originel de Hubble, un guide adapté à cet exercice a
été écrit pour vous.
Celui-ci peut être téléchargé à partir de la page ressource de ce site.
Evaluer
Commentez toutes les sources d'erreur dont vous vous rendez compte pour améliorer
n’importe quel aspect de l’exercice abordé au cours de votre travail.
2.3. Instructions pour l’utilisation du logiciel « JPEG Viewer »
IMPORTANT : Le logiciel utilise des macros écrites en Visual Basic. Celles-ci ne
peuvent s’ouvrir si le niveau de sécurité macro d’Exel est trop haut « high ». Pour changer le
niveau de sécurité, en moyen « medium » ou bas « low », aller dans le menu outils « tools »
dans Exel et choisir « Macro » puis « Security »…
Ceci doit être fait avant d’ouvrir le logiciel.
Observation et mesure
Ouvrir le logiciel « JPEG viewer and measurer »
Ouvrir le tableur « JPEGviewer.xls »
Si vous n’avez pas déjà une copie du logiciel, vous pouvez le télécharger sur le site Faulkes
Telescopes, section logiciels recommandés (Software &Analysis Tools).
Montrer
Effacer
toutes les formes toutes les formes
Montrer
l’objet à comparer
Mesurer
Cacher
l’objet à comparer
Acquérir une
nouvelle image
Tourner
la forme
Lire les
instructions
zoom avant
Réinitialiser
la position
de l’image
zoom arrière
Acquérir
Une seconde image
Effacer
la seconde image
Clignotement
des 2 images
Ajouter
un arc spiral
Obtenir une image
Important : La résolution pour sauvegarder les images doit être 72 dpi
( c’est la résolution donnée directement pour les images des Télescopes Faulkes)
Utiliser la touche « get new image » pour acquérir une nouvelle image.
Entrer les renseignements concernant l’image
Entrer le nom de l’objet (object name), la largeur du champ (width of the fiel of view) et
ses unités (units) à droite de l’écran.
Si vous savez à quelle distance se trouve l’objet de votre image, entrer la distance
( distance) et l’unité.
Mesurer l’image en utilisant des formes simples
Pour mesurer l’objet en utilisant les formes simples, cliquer sur les boutons verts et tirer sur
les bonnes positions, puis cliquer sur le bouton mesure (measure) ( double flèche) et lisez les
mesures à droite de l’écran.
Les distances en unités absolues sont indiquées ainsi que les distances angulaires si vous avez
entré la distance à laquelle se trouve l’objet.
Pour tourner une forme, cliquer dessus, puis cliquer sur le bouton « tourner une forme »
( rotate shape), et tirer une des poignées dans la direction souhaitée.
Comparer avec un objet familier
Si vous avez entré la distance à laquelle se trouve votre objet, vous pouvez superposer les
formes (superimpose shapes) indiquant les tailles relatives des objets de référence en
cliquant sur le bouton montrer l’objet à comparer (Show comparaison object).
Zoom avant et arrière
Utiliser les boutons zoom in et zoom out et les curseurs pour voir les détails dans une zone
particulière de l’image.
Clignotement de deux images
Chercher une seconde image
Pour acquérir une seconde image que vous voulez comparer avec la première, utiliser le
bouton acquérir une seconde image (get second image).
Faire clignoter les images
Cliquer sur le bouton Faire clignoter les images (Blink two images) pour faire alterner deux
images.
On peut ainsi, par exemple, comparer les images d’une galaxie prises avec les filtres verts et
rouges.
On peut avoir besoin de faire clignoter pour comparer deux images successives d’un même
objet et observer la variation de luminosité des contours ( utile lorsqu’on utilise le logiciel
pour mesurer les bras spiraux d’une galaxie) ou le déplacement de l’objet ( utile pour repérer
un astétoïde).
2.4. Feuille de calcul du logiciel « JPEG Viewer » (exel) voir sur le site
2.5. Liste des galaxies adaptées aux images
Introduction
Voici une liste de galaxies qui peuvent être observées avec le F.T. Elles sont réparties en
3 sections : spirales, spirales barrées, elliptiques et irrégulières. Les informations concernant
chaque galaxie sont données dans la table.
Les galaxies sont listées dans l’ordre de leur classification soit de S0 à Sc pour les
spirales, de Sba à SBc pour les spirales barrées et de E0 à E7 pour les elliptiques.
Colonne 1 : numéro
Colonne 2 : nom de la galaxie (name)
Colonne 3 : notez les galaxies que vous avez déjà observées
Colonne 4 : magnitude (M ) ( mesure de la luminosité)
Colonne 5 : classe ( classe) . Pour avoir plus d’informations sur le classification des galaxies,
se reporter au diagramme en arbre « Hubble Tuning Fork »
Colonne 6 : FT utilisable pour l’observation ( Hawaï ou Australie) (visible from)
Colonne 7 : orientation de la galaxie par rapport à l’observateur ( de face ou par la tranche)
( face on, edge on)
Colonne8 : ascension droite (RA) équivalent de la longitude sur Terre. Elle est donnée en
heures, minutes et secondes. La sphère céleste étant partagée en 24 h, elle repère
l’objet par rapport au cercle 00h
Colonne 9 : déclinaison ( dec).
C’est l’angle sous lequel on voit la galaxie par rapport à l’équateur
céleste. Elle est donnée en degrés, minutes d’ars et secondes d’arc.
Il y a 60 minutes d’arc dans un degré 60 secondes d’arc dans une minute d’arc.
Si l’objet est sous l’équateur, sa déclinaison est négative ;
elle est positive si l’objet est au dessus.
Galaxies elliptiques
N°
FT
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
Nom
NGC
1379
M
105
NGC
0533
NGC
1700
NGC
0720
NGC
4473
M 59
NGC
3377
NGC
4697
NGC
4342
NGC
4623
Déjà
observées ?
M
Classe Visible
depuis
12.64 E0
Australie
Orientation
RA
Dec
03h36’03.9’’ -35°26’29’’
10.24 E0
Hawaï
10h47’49.6’’ +12°34’54.8’’
12.41 E3
01h25’31.4’’ +01°45’32.8’’
E3
Australie
et Hawaï
Australie
11.16 E5
Australie
De face
01h53’0.5’’
11.16 E5
Hawaï
Par la tranche
12h29’48.9’’ +13°25’45.7’’
10.57 E5
Hawaï
12h42’02.4’’ +11°38’48’’
11.24 E6
Hawaï
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche
10.14 E6
Australie
De face
12h48’35.9’’ -05°48’02’’
13.41 E7
Hawaï
De face
12h23’39.1’’ +07°03’14’’
13.24 E7
Hawaï
Par la tranche mais
bonne structure
12h42’10.7’’ +07°40’37’’
12.2
04h56’56.3’’ -04°51’54.9’’
-13°44’18.4’’
10k47’42.3’’ +13°59’08.3’’
Galaxies spirales
N°
FT
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
Nom
NGC
0584
NGC
3630
NGC
4958
NGC
1461
NGC
1302
NGC
3190
NGC
4772
NGC
4845
NGC
4378
NGC
0718
NGC
3281
NGC
3449
NGC
0615
NGC
1425
NGC
3887
NGC
5740
NGC
6384
NGC
0772
NGC
5371
NGC
3254
NGC
0309
NGC
3433
NGC
3486
NGC
5085
NGC
5317
NGC
2997
Déjà
observées ?
M
Classe Visible
depuis
11.44 S0
Australie
Orientation
RA
Dec
01h31’20.61” -06°52’04’’
12.91 S0
Hawaï
11h20’17’’
+02°57’52’’
12.11 S0
Australie
13h05’48.8’’
-08°01’12.8’’
13.19 S0
Australie
03h48’27.1’’
-16°23’34.2’’
11.69 Sa
Australie
De face
03h13’51.2’’
-26°03’38.2’’
12.12 Sa
Hawaï
Par la tranche
10h18’05.8’’
+21°49’55.8’’
11.96 Sa
Hawaï
12h53’29.04’’ +02°10’02.4’’
12.1
Sa
Hawaï
Par la tranche mais
bonne structure
De face
12h58’01.3’’
+01°34’33’’
12.63 Sa
Hawaï
De face
12h25’18’’
+04°55’29.8’’
12.59 Sa
Hawaï
De face
01h53’13.3’’
+04°11’44’’
12.7
Sa
Australie
10h31’52’’
-34°51’13.3’’
12.19 Sa
Australie
10h52’53.7’’
-32°55’43.2’’
12.47 Sb
Australie
01h35’05.7’’
-07°20’26.5’’
11.87 Sb
Australie
03h42’11.2’’
-29°53’35.4’’
11.41 Sb
Australie
De face mais bonne
structure
De face mais bonne
structure
De face mais bonne
structure
De face mais
excellente structure
De face
11h47’04.6’’
-16°51’16.4’’
12.56 Sb
De face
14h44’24.4’’
+01°40’48’’
11.14 Sb
Australie
et Hawaï
Hawaï
17h32’24.3’’
+07°03’38’’
11.09 Sb
Hawaï
De face, bonne
structure
De face
01h59’19.8’’
+19°00’30’’
11.32 Sb
Hawaï
12.41 Sb
12.5
+40°27’42.5’’
Hawaï
De face mais
13h55’40’’
excellente structure
De face
10h29’19.9’’
Australie
Hawaï
00h56’42.7’’
-09°54’49.7’’
12.29 Sc
Hawaï
De face
10h52’04’’
+10°08’54’’
11.05 Sc
Hawaï
De face, sans bras
11h00’23.9’’
+28°58’30’’
12.97 Sc
Australie
De face
13h20’17.7’’
-24°26’24.5’’
11.17 Sc
Hawaï
10.06 Sc
Australie
De face ,excellente 13h56’12’’
+05°00’53’’
structure
De face, excellente 09h45’38.65’’ -31°11’25.1’’
structure
Sc
+29°29’30’’
Galaxies spirales barrées
N°
FT
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
Nom
Déjà
observées ?
M
NGC
1452
IC
5240
NGC
4314
NGC
1512
M 95
12.76
Classe Visible
depuis
SBa
Australie
Orientation
RA
Dec
12.78
SBa
Australie
22h41’52.4’’
-44°46’02’’
11.43
SBa
Hawaï
12h22’32’’
+29°53’43.6’’
11.13
SBa
Australie
04h03’54.3’’
-43°20’56.7’’
10.53
SBb
Hawaï
De face
10h43’57.8’’
+11°42’14’’
NGC
0613
NGC
0986
M 91
13.35
SBb
Australie
Par la tranche
01h34’18.24’’ -29°25’07.5’’
12
SBb
Australie
-39°02’37.3’’
10.96
SBb
Hawaï
Par la tranche mais 02h33’34.4’’
bonne structure
Par la tranche
12h35’26.4’’
NGC
5850
NGC
1365
NGC
1073
NGC
2835
NGC
4535
NGC
4731
NGC
7496
11.54
SBb
Hawaï
De face
15h07’07.7’’
+01°32’39.0’’
10.32
SBc
Australie
De face
03h33’36.4’’
-36°08’24.5’’
11.47
SBc
+01°22’34’’
09h17’52.9’’
-22°21’18.3’’
10.59
SBc
Hawaï
12h34’20.3’’
+08°11’53.8’’
11.9
SBc
12h51’01’’
-06°23’33.9’’
11.91
SBc
Australie
et Hawaï
Australie
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche mais
excellente structure
De face
02h43’40.6’’
11.018 SBc
Australie
et Hawaï
Australie
23h09’47.3’’
-43°25’39.8’’
03h45’22.37’’ -18°38’00’’
+14°29’46.9’’
Galaxies irrégulières
N°
FT
53
54
55
56
57
Nom
NGC
4027
NGC
4039
ARP
240
KPG
052
M 51
Déjà
observées ?
M
Classe Visible
depuis
11.66
Australie
Orientation
RA
Dec
11h59’30.5’’
-19°15’44’’
-18°53’06.3’’
11.08
Australie
12h01’53.8’’
113h39’54.9’’ +00°50’08’’
8.96
Australie
et Hawaï
Australie
et Hawaï
Hawaï
02h02’15.6’’
-00°06’34’’
13h29’52.7’’
+47°11’43’’
2. 6. Table pour l’observation des galaxies (exel) voir sur le site
2.7. La classification de galaxies de Hubble
Introduction
La première classification des types de galaxies a été publiée en 1936 par Hubble dans
le livre intitulé « Le royaume des nébuleuses ». Depuis, plusieurs personnes ont suggéré des
modifications et des ajouts à son premier schéma mais l’idée de base du diagramme en arbre
est toujours utilisée par les astronomes. Ci-dessous, une forme simplifiée communément
utilisée de ce diagramme.
elliptique
lenticulaire
spirale
spirale
spirale
lenticulaire
barrée
spirale
barrée
spirale
barrée
spirale
barrée
elliptique
irrégulière
Les galaxies elliptiques ( à gauche) ont plus ou moins une forme d’œuf sans autre
élément remarquable. Tout ce que l’on peut habituellement détecter est la diminution de
luminosité lorsqu’on s’éloigne du centre de la galaxie. Les formes visibles vont de E0 à E6
soit du quasi-cercle à l’ellipse très aplatie avec un grand axe égal à 4 fois le petit axe.
Les galaxies à disque ont un bulbe central qui ressemble beaucoup aux galaxies
elliptiques mais on trouve autour un mince disque d’étoiles. Le disque est généralement de
forme quasi-circulaire. Cependant, puisque les galaxies ont des orientations très diverses par
rapport à l’observateur, nous les voyons le plus souvent penchées, ce qui leur donne une
forme plus ou moins elliptique dans le ciel, entre le cercle ( lorsqu’elle est vue de face) et la
tranche lorsqu’elle est vue de profil. Plus l’angle de vue est grand, plus elle apparaît elliptique
( un angle nul correspond à une vue de face).Pour la même raison, une galaxie elliptique peutêtre en réalité beaucoup plus plate que ce qu’on voit.
La plupart des galaxies à disque (Sa, Sb, Sc surtout) ont aussi des bras spiraux et sont
appelées galaxies spirales. La moitié d’entre elles ont aussi des barres bien définies près du
centre et sont appelées galaxies spirales barrées (Sba, SBb, SBc surtout)
Quelques galaxies (S0, SB0) n’ont pas de bras spiraux et sont appelées galaxies
lenticulaires. Elles sont formées d’un disque et d’un bulbe plus petit de taille variable. Les S
et SB0 représentées ici ne sont que des schémas ; dans le pratique, il est difficile de distinguer
les galaxies lenticulaires vues sous divers angles, des galaxies elliptiques (car une galaxie
lenticulaire vue de face ressemble à une elliptique E0, tandis que si elle est inclinée de 66°,
elle apparaît comme une E6 par exemple )
Un très petit nombre de galaxies ne présentent pas de symétrie visible et ne peuvent être
classées dans ces catégories. On les appelle simplement les galaxies irrégulières (Irr) bien que
les astronomes en aient identifié et nommé beaucoup de types.
Comme dit plus haut, différents astronomes ont imaginé des versions légèrement
différentes de la classification de base afin de faire ressortir des aspects particuliers des
galaxies sur lesquelles ils effectuent leurs recherches. La classification ci-dessus est simple et
basique mais convient tout à fait au travail avec les Faulkes Telescope.
Les galaxies elliptiques contiennent très peu de gaz et de poussières et leurs étoiles se
décrivent des orbites autour du centre. Les galaxies spirales, au contraire, contiennent une
grande quantité de poussière et de gaz, surtout celles qui sont au bout des branches du
diagramme Sc et SBc.
Au début, Hubble a organisé les différentes formes de galaxies en arborescence parce
qu’il avait noté une variation graduelle de l’apparence des galaxies qu’il observait. A une
certaine époque, on a pensé que l’arbre de Hubble montrait en fait, de droite à gauche,
l’évolution des galaxies au cours de leur vie. On sait depuis longtemps que cette idée est
fausse mais les termes « early type spiral » et « late type » sont toujours utilisés, ce qui peut
prêter à confusion. Ainsi les astronomes continuent à faire référence à Sa en tant que « early
type spiral » et à Sc en tant que « late type ».
Lorsqu’on se déplace de gauche à droite le long des branches, on peut observer :
1. l’accroissement de la proportion du disque par rapport au bulbe,
2. l’ouverture des bras spiraux ( l’ouverture de leur angle)
3. il est facile de distinguer les étoiles isolées et les émissions de gaz rose (régions HII) ainsi
que la couleur globale de la galaxie qui tend vers le bleu car les bras spiraux contiennent des
étoiles jeunes, lumineuses et bleues,
4. qu’il y a plus d’hydrogène dans le disque (mais on ne peut le détecter avec les Faulkes
Telescope).
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