The Milky Way - Espace d`authentification univ
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La Voie Lactée C’est notre galaxie. Comment est-elle? Quelle est sa taille? Sa forme? Où nous situons-nous en son sein? Comment en est-on arrivé là? La Voie Lactée apparaît comme une bande à travers le ciel. Cela nous informe sur sa forme. Que peut-on faire d’autre pour déterminer sa forme? Déterminer la densité stellaire (nombre d’étoiles) dans différentes directions! nous - soleil, le système solaire Euh, cela ne semble pas correct Qu’est-ce qui ne marche pas? Il y a trop de choses (poussières, gaz) dans le disque de la galaxie pour voir très loin Est-ce une mission impossible? Détour - retour aux étoiles supergéantes et géantes rouges situées sur dans la bande d’instabilité sur le diagramme HR Bande d’instabilité Céphéides Qu’est ce que ça signifie? Elles sont instables-elles ne sont pas en équilibre hydrostatique. Elles pulsent! Il en existe deux types principaux RR Lyrae Les étoiles variables Céphéides Pulseurs de masse élevée - 3 à 10 masses solaires Périodes longues de pulsation - de quelques jours à plus de 100 Très lumineuses - 10 000 à 100 000 fois le Soleil Les Céphéides sont parmi les étoiles les PLUS importantes Pourquoi? 1. Elles sont très brillantes - visibles sur de grandes distances, repérables dans les galaxies éloignées. 2. Elles ont une relation Période - Luminosité! La période de pulsation est corrélée à la brillance moyenne (Luminosité ou magnitude absolue) Et ensuite? Elles permettent de mesurer les distances d’autres galaxies! Comment? Trouver des Céphéides Déterminer leur période Introduire la période dans la relation P-L, ce qui fournit la magnitude absolue. Introduire dans la formule avec la magnitude apparente m-M=-5+5 log (d) Et vous obtenez la distance (d). Facile! Complication - 2 types de Céphéides - Riches en métal (I), Pauvres (II) Les étoiles variables RR Lyrae Comparables aux Céphéides mais plus petites et plus faibles Masse < masse solaire Période < 1 jour Luminosité plus faible Pauvre en métaux Utilisées pour les distances proches Comment cela nous aide-t-il à imaginer l’aspect de la Voie Lactée? Nous y venons…. Les amas stellaires Deux types principaux - amas ouverts et globulaires Amas ouverts Amas globulaires Quelques milliers d’étoiles 1 000 000 d’étoiles Largeur 30 pc Largeur 25 pc - densité élevée! Etoiles jeunes et chaudes Etoiles vieilles et froides Riches en métaux Pauvres en métaux Situés dans le disque galactique Situés loin du disque galactique Contiennent Céphéides de type I Contiennent RR Lyrae et Céphéides de type II Revenons à la question: Comment pouvons nous savoir à quoi ressemble la Voie Lactée? Suivons la démarche d’Harlow Shapley Nous ne pouvons regarder dans la disque donc regardons hors du disque - regardons les amas globulaires! A quoi cela va-t-il nous servir? Les amas globulaires contiennent des Céphéides de Type II et des RR Lyrae - on peut ainsi mesurer leur distance (et ainsi les distances des amas). On obtient la cartographie de ces amas….. Ainsi le soleil est très loin du centre, ce qui est confirmé par des observations récentes. Large de 100 000 années-lumière ou 30 000 pc (30 kiloparsecs) Halo Amas globulaires Disque Soleil 7500 pc du centre Bulbe Le bulbe - Le centre de la galaxie contient le noyau - Dans le direction du Sagittaire - Trop loin pour être observé facilement - On utilise des téléscopes pour la lumière non-visible Source Radio dans le centre, Sgr A Object au centre exact, Sgr A* Qu’y a-t-il au milieu? Suivons le mouvement des objets près de Sgr A* Des étoiles orbitent autour du centre P = 15.7 ans a = 860 AU La loi de Kepler donne une masse de 2.6 millions de masses solaires! Qu’est-ce que ça peut être? Le disque Le soleil se situe à 7.5 kpc du centre Il a un diamètre de 30 kpc Une épaisseur de 300 pc Il contient beaucoup d’étoiles, du gaz et de la poussières Il est difficile de voir à travers. Notre galaxie possède des bras spiralés, combien? Question difficile. Comment pouvons-nous y répondre? Pour repérer les bras spiralés, cherchez les régions où se forment de nouvelles étoiles! Les traceurs de bras spiralés - objets associés avec la formation d’étoiles à grande échelle: •Géantes bleues •Régions H II •Restes de Supernova •Des amas ouverts très jeunes. Mais la réponse est……. Nous ne savons pas! Rotation du disque Elle est mesurée en observant la matière principale du disque, le gaz H I ou hydrogène neutre qui est observable à 21 cm (radio telescopes) Que voit-on? Vitesse su soleil = 220 km/s 225 m.a. pour une orbite Orbite? Peut-on utiliser la loi de Kepler? Bien sûr! La troisième loi de Kepler Mgalaxie = a3/p2 (Mgalaxie est la masse contenue par notre orbite, a=distance, p=période) Pour la position du soleil, la masse correspond à 100 milliards de masses solaires. La masse totale est proche d’un 1 trillion de masses solaires. Il ya un problème- regardez la courbe de rotation Les orbites tendent à avoir une vitesse décroissante avec la distance. Pourquoi la vitesse reste-elle constante quand la distance augmente? Cela est dû à de la masse dans la partie externe de la galaxie. Beaucoup de masse à la périphérie! La matière sombre Le mouvement des galaxies indique la présence de grandes quantités de masse. Mais les galaxies ne sont pas très lumineuses (elles ne sont pas brillantes aux extrémités, seulement près du centre). On trouve des indications de grandes quantités de matière sombre dans presque chaque galaxie. On y reviendra, on a d’abord un autre problème…. Les mouvements des bras spiralés. Si les bras suivaient la courbe de rotation, ils disparaîtraient rapidement. Solution? Les bras spiraux bougent indépendamment! Les bras spiraux sont un onde de densité qui se déplace à travers à sa propre vitesse, dans une direction propre. Le Jogger nu La circulation va vers la droite, le jogger vers la gauche Il y a une compression près du jogger mais la circulation continue La zone de compression se déplace avec le jogger Que cela a-t-il à voir avec les bras spiraux? Voitures - materiel dans la galaxie (gaz, poussières, étoiles) Jogger - onde de densité Région de compression - Bras spiralé (formation d’étoiles) Rappelez-vous - les bras bougent indépendamment Halo La zone éloignée du disque Là où se trouvent les amas globulaires Là où il y a beaucoup de matière sombre C’est tout ce qu’on peut dire du halo... Populations stellaires Les étoiles convertissent les éléments légers en éléments lourds Elles meurent et dispersent leurs éléments dans l’espace Ce matériel se trouve incorporé dans de nouvelles étoiles Résultat - chaque nouvelle génération d’étoiles contient plus de métaux . Un métal = tout autre élément qu’hydrogène et hélium Etoiles de Population I Etoiles de Population II Etoiles chimiquement comparables au soleil Différentes du soleil Jeunes et chaudes Amas ouverts, Céphéides Type I Concentration élévée en métaux Associées avec les processus actifs de formation d’étoiles Vieilles et froides Amas globulaires, Céphéides Type II et RR Lyras Concentration faible en métaux Pas de formation active d’étoiles
