chapitre 2 M1 - Observatoire Midi

Physique des Galaxies – Univers Extragalactique Physique des Galaxies – Univers Extragalactique
Cours M1 / 14h (= 7 x 2h, 8h cours + 6h TD)
Cours M1 / 14h (= 7 x 2h, 8h cours + 6h TD)
Roser Pello, Laboratoire d'Astrophysique de l'Observatoire Midi-Pyrénées
[e-mail], Tel: [phone]
1. Introduction. Les ordres de grandeur. Morphologies et classification des galaxies. Echelle
des distances. Propriétés statistiques et à grande échelle des galaxies.
2. Notre Galaxie comme exemple Distribution des composants. Contribution des étoiles et
du milieu interstellaire (MIS) à la distribution Spectrale en Énergie des galaxies.
3. Propriétés cinématiques et dynamiques des galaxies. Mesure des masses.
4. Les galaxies dans un contexte cosmologique.

2.
2. Notre Galaxie comme exemple. Distribution des Notre Galaxie comme exemple. Distribution des
composants. Contribution des étoiles et du milieu
composants. Contribution des étoiles et du milieu
interstellaire (MIS) à la distribution Spectrale en
interstellaire (MIS) à la distribution Spectrale en
Énergie des galaxies.
Énergie des galaxies.
●2.1. Distribution des composants
dans notre Galaxie
●2.1.1. Distribution des étoiles
dans la Galaxie
●2.1.2. La matière interstellaire
● 2.2. Types morphologiques /
contenu gaz-étoiles.
http://www.ast.obs-mip.fr/users/roser/M1/M1-chapitre2.pdf

2.1. Distribution des composants dans notre
Galaxie: étoiles et milieu interstellaire (MIS).
Contenu des Galaxies (schéma):
Etoiles
Milieu Interstellaire (MIS):
➔Gaz:
✔Neutre: atomique/moléculaire
✔Ionisé
➔Poussières:
•Extinction interstellaire:
•Rougissement de la distribution spectrale d'énergie
• Les poussières émettent un rayonnement thermique dans l'IR
lointain (70 - 1000 m)μ
extinction en
mags (dépend
du filtre!)

Notre Galaxie: type Sb. Sa structure:
LE DISQUE (70 % de la masse visible):
● Sa densité d'étoiles et sa structure sont non-uniformes. Il présente une forte décroissance de
densité centre-bord. Les étoiles jeunes et le gaz sont plus concentrés dans les bras spiraux, où se
trouvent les régions de formation stellaire.
● Ses constituants visibles sont 10% de gaz et 90% d'étoiles (de masses et âges variés). 75%
de la masse visible sont des étoiles de masse inférieure à 1 M_solaire. Le rapport M/L au
voisinage du soleil est proche de 5 M_solaire/L_solaire.
● La densité du disque observée au voisinage du soleil est proche de 0.08 M_solaire/pc3 (étoiles
du disque + matière interstellaire). La densité dynamique déduite à partir de courbes de rotation
est de 0.15 M_solaire/pc (halo de matière sombre, voir chapitre 5-6).

LA STRUCTURE SPHEROIDALE : (30% de la masse visible):
➔ Le halo
● Il constitue la composante sphéroïdale faible, située au-delà du bulbe, et dont les
principaux traceurs optiques sont les amas globulaires (population II).
● La densité d'amas globulaires décroît fortement avec la distance au centre. 50% de la masse
totale sous forme d'amas globulaires se trouve dans un rayon de 4.5 kpc et la densité projetée
sur le plan galactique suit une loi analogue à celle de la luminosité des composantes
sphéroidales des galaxies extérieures.
➔Le bulbe et le noyau:
● Ce sont des zones assez mal connues. Elles se distinguent du disque et du halo à cause de
leur densité d'étoiles très élevée, et des grandes vitesses particulières (non-circulaires) pour
le gaz qui ont été détectées dans ces régions
● La densité de gaz est relativement faible comparée à celle du disque (de 7 à 70 10-4 en
fraction de masse, comparé à 0.05 - 0.15 dans le voisinage du Soleil).
● La population stellaire dominante est composée d'étoiles vieilles, similaire à celle du halo.
● Il y a trop de poussières sur la ligne de visée pour l'observation du centre galactique dans le
visible et UV. Les données infrarouges montrent la présence de vieilles étoiles géantes rouges
ainsi que de jeunes étoiles OB ==> Il existe une formation stellaire active dans ces régions
centrales (mise en évidence par la présence de gaz neutre, ionisé et moléculaire).