Voie Lactée - David Elbaz

« Propriétés et évolution des galaxies »
David Elbaz ([email protected])
Service d'Astrophysique - CEA Saclay
Tel: 01 69 08 54 39
La Voie lactée
Master Recherche M2 Astronomie & Astrophysique
Enseignement thématique des parcours M2 – Galaxies
http://david.elbaz3.free.fr/master_m2
David Elbaz – ET12 master M2 2016
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LaVoieLactée
1.  Ladécouvertedelaraiedel'hydrogèneneutre(HI)à21cm
2.  Laraieà21cm&lesbrasspiraux,labarreetle"darkhalo"
3.  Lastructurespirale
4.  ThéorèmeduvirieletmassedelaVoieLactée
5.  LespopulaKonsstellaires
7. DéterminaKondelamassedescomposantesstellaires
8.  LescomposantesdelaVoieLactée
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1Ladécouvertedelaraiedel'hydrogèneneutre(HI)à21cm
Radioastronomie:de1mmà15m(au-delàde15m,l'ionosphèredevientréfléchissante).
En1880,Edisontentad'observerleSoleilenuKlisantunradiotélescope,maisabandonnacar
onesKmaen1902quelerayonnementémisparleSoleilétaittropfaible(loidePlanck).
En1932,KarlJanskydécouvreuneémissionenconKnuradiodelaV.L.(à14.6m),dontonne
comprendpasl'origine.VandeHulst(1944)donnel'explicaKondesraiesradio(1&2):
1. Raiesderecombinaison àassociéesauxrégionsHII(gazioniséparlesétoilesmassives)
2. Raiedestructurehyperfineà21cm
àassociéeauxrégionsHI(gazneutre)
3.  A cela, il faut ajouter le rayonnement synchrotron responsable de l'émission conKnue
(e- se déplaçant dans un champ magnéKque), principalement issu des restes de
supernovaequiaccélèrentlesélectrons.
En1951,Ewen&Purcelldétectentlaraieà21cmpréditeparVandeHulst.
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Raiesderecombinaison:associéesauxrégionsHII
(gazioniséparlesétoilesmassives)
RaiesderecombinaisondesrégionsHII:
E∞-E1=13.6eV->λ=913.5Å
Lesphotonsdeλ<913.5Åionisentl'H
OnparlealorsdeHII(=H+)paropposiGonàHI.
Larecombinaisondese-/p+entren=110et109
etn=105et104correspondàlaradio(≈5cm)!
h=6.626x10-34J.s=constantedePlanck
c=2.998x108m.s-1
1eV=1.6x10-19J
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Balmer
En = -13.6 eV/n2
Lyman α
λ(Lyα)=1216Å
Lyman
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Raiedestructurehyperfineà21cm:associéeauxrégionsHI(gazneutre)
≈10%delamassebaryonique(gaz+étoiles)delaVoieLactéeestsouslaformedeHI.
Laraieà21cmdel'hydrogèneestuneraiedestructurehyperfine:
leniveau1s(n=1,l=0,niveaufondamental)del'électronestsubdiviséendeuxniveauxselonle
couplageparallèle(niveauexcité)ouanK-parallèle(niveauinférieur)desspinsduprotonetde
l'électron.
En = -13.6 eV/n2
Balmer
Lyman α
λ(Lyα)=1216Å
Lyman
Différenceentreles2niveaux(5.9x10-6eV)=niveaufondamental(-13.6eV)/2millions
collisions entre atomes à passage du niveau anK-parallèle à parallèle (niveau excité de
l'électron)
puisl'e-sedésexciteenrayonantà21cmen107ans,10millionsd’années.
LescollisionsaccélèrentaussilesdésexcitaKonsetdoncl’émissiondelaraieà21cm.
LaV.L.conKent3x109M€deHIdont70%au-delàdusoleilparrapportaucentredelaVL.
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M31(Andromède)
HydrogèneneutreHI,raieà21cm
(Brinks&Shane1984,A&ASS55,179)
Image optique
NGC 6946 - Westerbork Synthesis Radio Telescope
Boomsma, R., et al.
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AvantagesdelaraieHI:
•radio(>1mm)pasd'exKncKonparlapoussière
(taillecaractérisKque<10µm).
•permetdemesurerladynamiquedesgalaxies>>
rayonopKque.HIà30kpcdelaVoieLactée
NGC 5055 - Westerbork Synthesis Radio Telescope
G. Battaglia, F. Fraternali, T. Oosterloo, R. Sancisi
Optical
radio HI (à40 kpc)
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FlambéedeformaKond'étoilesetinteracKon"cachée":lecasdeM82etM81
GrâceauHI,ondécouvredespontsdemaKèrequirelientdesgalaxies
apparemmentisolées...
HI
M82
M81
NGC 3077
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CartographiedelaVoieLactéegrâceàl'hydrogèneneutre(HI)à21cm
Avantage de la raie HI: le domaine radio correspond à des longueurs d'ondes bien plus
grandes que la taille caractérisKque (<10 µm) des grains de poussière interstellaire et en
conséquencenesubitpasd'exKncKonparelle.
OnapuainsiobserverleHIjusqu'à30kpcetmieuxcartographierlaVoieLactée.
MorphologiedelaVoieLactéedérivéedelaraieHI:
(i)Intensitédelaraieà21cm~densitédeHI
(ii)DistancedéduitedelavitesseradialeparledécalageDopplerdelaraie
⇒ structurespiraledelaV.L.directementidenKfiée.
grain de poussière interstellaire
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2Laraieà21cmrévèlelesbrasspirauxdelaVoielactée
OnaainsinonseulementconfirmélaformededisquemaisaussicelledeconcentraKons
de gaz associées aux bras spiraux de la Voie Lactée (Oort, Kerr, Westerhout 1958, cf
image). Celle-ci fut confirmée par une carte des régions HII (grâce à la raie de
recombinaison Hα à 6563 Å) montrant les bras spiraux (Georgelin & Georgelin 1976,
Taylor&Cordes1993).
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2Laraieà21cmrévèleunebarreaucentredelaVoielactée
• 
Plusrécemment,lasurpriseestvenuedeladécouvertedelaprésenced'unebarreaucentredela
VoieLactée.Soupçonnéeparlestravauxdesannées1970(Peters1975),prouvéeplustard(Blitz&
Spergel 1991, López-Corredoira et al. 2001) par des travaux concluant que la barre centrale de la
VoieLactéeressemblefortementàcellequel'onpeutobserverdanslagalaxiespiraleM95.
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2Laraieà21cmrévèlele"darkhalo"
• 
Danslesannées1970onaconstatéquelavitessederotaKondugazHIdanslapériphériedelaV.L.
impliquait une masse "dynamique" supérieure à la masse "visible" de la V.L. qui a été interprétée
commelapreuvedelaprésenced'unhalodemaKèrenoireoumassecachée,dontlamasseest10
foissupérieureàcelledelamaKèrevisible(étoiles+gaz).
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2Le"darkhalo"
Plusieurs techniques ont permis de mesurer la rotaKon des galaxies en foncKon de
l'éloignementaucentre=courbesderotaKon:
(i)Lesraiesspectralesdesétoiles(absorpKon)etdugazioniséparlesétoiles(Hα)décaléespar
effetDopplerðlavitesseradialedesétoiles
(ii)lavitessedugazenhydrogèneneutre(HI)parlaraieenémissionà21cmdeHI.
=platesàgrandedistanceducentre,i.e.vrot=constante:M(≤r)=vrot2(r)r/G=>M(≤r)~r
•  AlorsqueladistribuKondelumièredes
galaxies spirales décroît de manière
exponenKelle:
I(r)=I0exp(-r/h)
ð  M/Laugmenteaveclerayon
ð  lamassediminuemoinsvitequela
lumière
ð  UnhalodemaGèrenoire(masse
cachée)en1/r2permetderendre
comptedecescourbesderotaGon.
Van Albada et al (1985)
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1973
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1979
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1979
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1984
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Taux de citations de l’article pionnier de Zwicky 1933
le modèle Cold Dark Matter / Blumenthal et al.
le problème de la masse manquante / Faber & Gallagher
halo stabilisateur du disque / Ostriker & Peebles
Courbe de rotation d’Andromède / V.Rubin
Zwicky
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Taux de citations de l’article pionnier de Zwicky 1933
Le nombre de citations ne monte qu’à partir
du moment où on entrevoit une solution possible !
le modèle Cold Dark Matter / Blumenthal et al.
le problème de la masse manquante / Faber & Gallagher
halo stabilisateur du disque / Ostriker & Peebles
Courbe de rotation d’Andromède / V.Rubin
Zwicky
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3Lastructurespirale
• Lesbrasspiraux"traînent"danslarotaKon.
• Ilsnes'enroulentpasplusd'uneoudeuxfoisautourd'unegalaxie
• LaconcentraKonderégionsHII (=H+,hydrogèneionisé)etd'étoiles
bleuesestplusgrandedanslesbrasqu'ailleursdansunegalaxie:le
tauxdeformaKond'étoilesyestsupérieur.
• Des traces noires dues à l'absorpKon par la poussière
interstellairelongentleborddesbrasspiraux.
• Les nuages moléculaires sont plus massifs dans les bras
qu'ailleurs.
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Lastructurespirale(suite)
• Les bulbes centraux sont la plupart du temps ovales ou
ellipKques,plutôtqu'axi-symétriques.
• Parfoislebulbeprésenteunemorphologiebarrée:galaxiesSB.
• Ceci est en accord avec les simulaKons numériques d'amas
stellairesenrotaKon:avecdescondiKonsiniKalessymétriques,les
amas stellaires dessinent rapidement (en quelques périodes de
rotaKon)desprofilsellipKquesoubarrés.
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InterprétaKondelastructurespirale
• La rotaKon différenKelle (vitesse supérieure au centre qu'au bord) joue un rôle
important mais elle ne suffit pas à expliquer la structure spirale: les bras ne
s'enroulentpasplusieursfois.
• LetauxdeformaKond'étoilesélevédanslesbrasspirauxconsommeraitlatotalité
du gaz interstellaire qui y est localisé en un temps court par rapport à l'âge de
l'univers. Or nous observons beaucoup de galaxies spirales dans le ciel, donc les
brasnesontpasmatériels!DelamaKèredoitcirculerconstammentàl'intérieuret
ensorKr.
• Lesmassesdescomplexesdenuagesmoléculairescontenusdanslesbrasspiraux
et le fort taux de formaKon d'étoiles impliquent tous deux que la maKère
interstellaire contenue dans les bras spiraux soit compressée, en comparaison du
restedudisqued'unegalaxie.
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InterprétaKondelastructurespirale
LinetShu(1963):ondesdedensitépourexpliquerlapersistancedes
structuresspirales.
Les bras spiraux = ondes staKonnaires, perme}ant aux nuages
d'hydrogènedes'agglomérerpourformerdenouvellesétoiles.
Lesétoilessedéplacentàunevitessedifférentedecelledesondesde
densitéspirales.
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3 La structure spirale de la Voie Lactée
1.GalacGcCoreandBar
2.3kpcArm
3.NormaArm
4.CruxArm
5.CarinaArm
6.NewlydiscoveredextensionoftheOuterArm
7.OuterArm
8.PerseusArm
9.SagigariusArm
10.ScutumArm
11.OrionArm
12.LocaGonofourSun
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3 La structure spirale de la Voie Lactée
6.Newlydiscovered
extensionoftheOuter
Arm
3.NormaArm
2.3kpcArm
1.GalacGcCoreandBar
4.CruxArm
5.CarinaArm
9.SagigariusArm
7.OuterArm
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12.LocaGonofourSun
11.OrionArm
10.ScutumArm
8.PerseusArm
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LaVoieLactée:unegalaxiedetypeSBbc
LaVoieLactéeestunegalaxiedetype
SBbcquipossède:
-  disque "fin": M*~6x10 10 M €
d'étoiles jeunes (PopulaKon I), de gaz
etdepoussières(100pcd'épaisseur)
8.5 kpc
8 kpc
14 kpc
-  disque "épais": M*~10 9 M €
d'étoiles vieilles (populaKon II), sans
gaznipoussières(1000pcd'épaisseur)
- bulbe central: M*~1.7x1010 M€
d'étoiles vieilles + un peu d'étoiles
jeunes,degazetpoussières(R=1kpc)
-  barre centrale : transporte du gaz
dansunerégionde1kpcoùseproduit
delaformaKond'étoiles.
-halo:M*~108M€d'étoilesvieilles
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4ThéorèmeduvirieletmassedelaVoieLactée:
Originedel'aplaKssementdudisquedelaV.L.
LaVoieLactéeestcomposéeaucentred'unbulbequipossèdedespropriétéssimilairesà
cellesdesgalaxiesellipKquesetundisque.
BerKlLindblad(1927):
lavitesseradialedesamasglobulairesdelaVoieLactée(V.L.)a}eint250kms-1
(déduitedudécalageDopplerdeleursraiesenabsorpKon)
CecidépasselavitessedelibéraKoncalculéeparKapteyn(1922)oùlaV.L.estundisque
aplaKde15kpcx3kpcaveclesoleildécentréetunedécroissancerapidedeladensité
d'étoiles
(90%desétoilesdelaV.L.dansR<2800pc)
Lesétoilesprochesontunevitessenégligeableparrapportausoleil
⇒ mouvementscirculairesdesétoilesbienordonnéautourducentredelaV.L.
⇒ cesmouvementssontresponsablesdel'aplaKssementdudisquedelaV.L.
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4ThéorèmeduVirieletmassedelaVoieLactée
Onconsidèrelesétoilesdesamasglobulaires,lesgalaxiesetlesamasdegalaxiescomme
dessystèmesenéquilibredynamiquegravitaKonnel.
Ce}ehypothèseestconfortéeparlacomparaisondu"crossingKme"(tempsdetraversée)
d'unobjetàl'intérieurdusystèmeavecsonâge:silesétoilesonteuletempsdetraverser
plusieursfoisunegalaxie,lagalaxieaa}eintsonétatd'équilibre.Sinon,lesétoilesauraient
déjàqui}élagalaxie.
CrossingKme: tc=R/<v>
oùR=tailledusystème,<v>=vitessetypiqueoudispersiondevitesses
Auniveaudusoleil(8.5kpcducentredelaVL),lavitessederotaKondesétoiles:
v*≈220kms-1⇒unerotaKoncomplèteen:t=2πR/v*≈2.5x108ans
LaVLétantâgéedeprèsde1010ans(40tours),elleestgravitaKonnellementliée.
Depuissanaissance(-4.56Gyr),lesystèmesolaireaeffectué18tours,ilestmajeur!
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4ThéorèmeduVirieletmassedelaVoieLactée
Lethéorèmeduviriel(introduitparClausiusen1870pourrelierl'énergiethermiqued'un
gaz et son potenKel gravitaKonnel, son énergie magnéKque,…) permet de relier le
potenKelgravitaKonneletl'énergiecinéKquedessystèmesenéquilibregravitaKonnel.Le
viriel,Σi=-1/2<ri.Fi>(Fi=forceagissantsurlaparKculeenri),représentel'énergiecinéKque
moyennedusystème.
ThéorèmeduViriel:2T-|U|=0,i.e.énergiecinéKque=potenKelgravitaKonnel/2
(cfdémonstraKonSect.3.4.1"GalaxyFormaKon"M.Longair)
v*2=GMVL/R€⇒MVL=R€v2/G
(G=6.67x10-11m3s-2kg-1)
où: R€=8.5kpc=8.5x3.0856x1019m(M€=massedusoleil=1.99x1030kg)
v€=220km.s-1⇒M(V.L.)≈1011M€
=>assezbonneapproximaKondelamassestellairedelaV.L.(disque+bulbe~8x1010M€)
N.B.:Aladistancedesnuagesdegazauxbordsdudisque(Rgaz=16kpc,vgaz=275km.s-1):
M(V.L.)=2.8x1011M€àcomposante«noire»
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4ThéorèmeduVirielpourlesgalaxiesellipKques
EnpraKque,onnemesurequelavitesseradialedesétoilesdanslesgalaxiesextérieures.
Ce}etechniqueestaussiadaptéeàlamesuredelamassedesgalaxiesellipKques,centro-
symétriques,oùl'onpeutsupposerquelesvitessesdanslesdirecKonsperpendiculairesà
lalignedeviséesontégalesàv||,alors:vtot2=3v||2
N.B.:lethéorèmeduvirielnerequièreaucunehypothèsesurladistribuKondesvitessesdesétoiles.
Celle-ci peut être aléatoire, comme dans le cas des amas globulaires ou des galaxies ellipKques, ou
fortementordonnée,commedansceluidesgalaxiesspirales.Danstouslescas,lethéorèmeduviriel
reste valide si le système est en équilibre et celui-ci ne nous apprend rien sur la distribuKon des
vitessesdesétoilesdanslesystème.
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5PopulaKonsstellaires
LesétoilesontétéclasséesselonleurcomposiKonchimiqueparBaade(1941):
PopulaGonI:lesétoilesduvoisinagesolaire,desamasouverts,etplus
généralementdudisquedesgalaxiesspirales.Cesontdesétoilesjeunesde
métallicitésolaire(enmasse):70%H(X=0.7),28%He(Y),~2%métaux(Z)
PopulaGonII:cesétoilesplusanciennessetrouventprincipalementdansle
halodesgalaxiesspiralesetenparGculierdanslesamasglobulaires(quine
consGtuentque1%desétoilesduhalo).
Métallicité0.1-1%solaire:75%H,24.99%He,~0.01%métaux
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5PopulaKonsstellaires
LesétoilesontétéclasséesselonleurcomposiKonchimiqueparBaade(1941):
PopulaGonI:lesétoilesduvoisinagesolaire,desamasouverts,etplus
généralementdudisquedesgalaxiesspirales.Cesontdesétoilesjeunesde
Métallicitésolaire(enmasse):70%H(X=0.7),28%He(Y),~2%métaux(Z)
PopulaGonII:cesétoilesplusanciennessetrouventprincipalementdansle
halodesgalaxiesspiralesetenparGculierdanslesamasglobulaires(quine
consGtuentque1%desétoilesduhalo).
Métallicité0.1-1%solaire:75%H,24.99%He,~0.01%métaux
Aujourd'hui,onparleausside:
•  PopulaKonIextrême:lesétoileslesplusjeunes.
•  PopulaGonIII:lespremièresétoilesformées,àparKrd'unegaznonenrichien
éléments lourds, puisqu'il n'y aurait eu aucune généraKon d'étoiles
antérieures.OnpensequelesétoilesdepopulaKonIIIétaientmassives(plus
de100M€).
•  Ellesontdûexplosertrèstôtetdisperserautourd'elleslesélémentsqu'elles
avaient synthéKsées, affectant ainsi la composiKon chimique de leurs
contemporaines.
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LescomposantesdelaVoieLactée
Couronne (composée de matière noire)
Halo
200 Amas globulaires
Bulbe
+ barre
Disque
(70 % masse stellaire totale)
8 minutes-lumière
Terre
Mercure
Venus
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amasstellaires
amasouverts
amasglobulaires
richesse
102-103étoiles
104à106étoiles
rayondecœur,rc
(oùbrillance=1/2centrale)
1pc
1.5pc
rayon de 1/2 lumière, rh 2pc
( h a l f - l i g h t r a d i u s ; o ù
brillance=1/2total)
10pc
amasouvert(M7)
rayon limite ou de marée, rt 10pc
(Kdal,densité=0)
50pc
D e n s i t é ( 0 . 0 5 M € p c - 3 100M€pc-3
voisinagesolaire!)
104M€pc-3
Age
~2x108ans
1010ans
Masse
250M€
6x105M€
Etoiles
PopulaGon I = étoiles de 2nde généraGon nées PopulaGon II. Ils ne conGennent ni
récemment, à parGr d'un milieu interstellaire gaz,nipoussière,niétoilesjeunes.
déjà enrichi en métaux (donc étoiles riches en
métaux).
FormaKon
De nouveaux amas ouverts sont formés de Trèsvieux,ilsdatentdel'époquede
manière conGnue. Les amas plus vieux ont la formaGon de la V.L. Sphériques
p r o b a b l e m e n t é t é d i s l o q u é s p a r l e s etdynamiquementstables.
perturbaGons gravitaGonnelles provoquées par
lepassagedenuagesinterstellaires.
LocalisaKon
Ontrouvelesamasouvertsdansledisquedela DistribuGon sphérique, halo de la
VoieLactée.Ilssontprèsde105.
V.L., concentrée vers centre
galacGque.~200danslehalo.
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amasglobulaire(M1)
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6DéterminaKondelamassedescomposantesstellaires
(1)Onmesurelaluminositédelagalaxiedansunfiltre:parexemple,danslebleu
(bandeBà4400Å)oul'infrarougeproche(bandeKà2.2µm):L(B)ouL(K)
(2) On étudie le spectre opKque de la galaxie, ou de l'une de ses régions, pour
déterminer sa populaKon stellaire (âge, température moyenne, distribuKon en
massesdesétoiles):chaqueétoilepossèdeunemasseetuneluminositéetdonc
un«rapportmassesurluminosité,M/L»
=>unepopulaKond'étoilespossèdeunM/Lintégré
Les modèles de synthèse de populaKons stellaires perme}ent de reproduire les
distribuKons spectrales en énergie (SED) des galaxies avec une populaKon
synthéKqueetd'endéduireunrapportM*/L(K)(ilnes'agitpasdelamassetotale
maisdelamassed'étoiles).OndéduitensuiteM*deL(K)xM*/L(K)
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6DéterminaKondelamassedescomposantesstellaires
Calculdelamassestellairedubulbe:
Al'aided'unmodèledesynthèsedepopulaKon(compilaKondeCharlotetal.1996)etpour
unsphéroïde(étoilesdepop°II),Fukugita,Hogan&Peebles(1998)trouvent:
(M*/LV)GBF=(4.0±0.3)+0.38(tG-10Gyr)M€/LV,€
où tG est l'âge du sphéroïde et GBF indique la foncKon de masse iniKale (IMF), i.e. la
proporKon des étoiles en foncKon de leur masse au moment de leur naissance (celle de
Gould,Bahcall&Flynn1996,ApJ465,759).Cequidonne:
(M*/LV)GBF=(4.8±1.1)M€/LV,€pourtG=12±2Gyr
UnevaleurprochedecelledeBinney&TremainepourlebulbedelaV.L.(M/LV=5)
Al'aidedelacouleur,B-V,onendéduitM/LenbandeB:
(M*/LB)GBFbulbe=(5.4±0.3)+0.7(tG-10Gyr)M€/LB,€
⇒(M*/LB)GBFbulbe=(6.8±1.7)M€/LB,€pourtG=12±2Gyr(halo/bulbe)
MassedelaVoieLactée:
LV(disque)= 1.2x1010L€[x5=(M/LV)] LB(bulbe)=
⇒M*(disque)=
6.0x1010M€
0.25x1010L€[x6.8=(M/LB)GBF] ⇒M*(bulbe)=
1.7x1010M€
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MaKèrenoireversusmassestellaire
Notezbienquepourunegalaxiespirale:
M*(étoiles)/LB≈5M€/LB,€
M(dynamique)/LB≥30M€/LB,€
LamassetotaledelaVoieLactéecalculéeparLynden-Belletal.
(1983)enuKlisantlesamasglobulairesàlapériphériedelaVoie
Lactéeouencorelesgalaxiessatellitesquigravitentautourestde:
Mtot(VoieLactée)≈0.2-2x1012M€
àcomparerà:
M*(VoieLactée)≈7.8x1010M€
Cequidonne:
Mtot/M*(VoieLactée)≈10
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7LescomposantesdelaVoieLactée
Métallicité Age*
M*
Bulbe
Z~0.4Z€ 12-15Gyr 1.7x1010M€
Pop°IIintermédiaire[MinniK1995,Barbuyetal.1999] [Ortolanietal.1995]
Pop°IIextrêmeaucentre Z<0.4Z€ 10-14Gyr
HaloPop°IIextrême Z<0.4Z€ 10-14Gyr 0.01x1010M€
Disqueépais Z=0.25xZ€
10Gyr
0.1x1010M€
Disquefin 6x1010M€
Pop°Iextrême(brasspiraux)
Z~1.5xZ€ 0.02-0.05Gyr Pop°Iintermédiaire(ailleurs) Z=0.5-1xZ€
1-10Gyr Gyr=giga-year=109ans
Abondanceennombre:[Fe/H]=0⇒métallicitésolaire
Abondanceenmasse:
Z=(masseenélémentsautresqueHetHe)/(massetotale)=0.02⇒métallicitésolaire
[α/Fe]=élémentsαproduitslorsdelanucléosynthèseexplosivedesSupernovaedetypeII(étoilesplus
massivesque8M€)parcapturedenoyauxd'Hélium,ditsnoyauxα.
Cesélémentssont:C,O,Ne,Mg,Si,S,Ar,Ca,Ti
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DéfiniKondelamétallicité/abondance
Abondanceenmasse:
X=(massed’H)/(massetotale)
X€=0.715⇒métallicité
Y=(massed’He)/(massetotale) Y€=0.27
Lavaleurprimordiale:Yp=MHe/Mtotale=0.24,doncDY=0.03générésparlesétoiles.
Z=(masse>H,He)/(massetotale)
Z€=0.0142(Asplund+2009,ARAA)
(anciennementZ€=0.02)
[α/Fe]=élémentsαproduitslorsdelanucléosynthèseexplosivedesSupernovaedetypeII
(étoilesplusmassivesque8M€)parcapturedenoyauxd'Hélium,ditsnoyauxα.Ces
élémentssont:C,O,Ne,Mg,Si,S,Ar,Ca,Ti
Métallicitéennombre: [Fe/H]=0⇒métallicitésolaire
Métallicité:
12+log10(O/H)quivaut8.69pourlevoisinagesolaire
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Abondanceenmasse:
X=(massed’H)/(massetotale) X€=0.715⇒métallicité
Y=(massed’He)/(massetotale)
Y€=0.27
Lavaleurprimordiale:Yp=MHe/Mtotale=0.24,doncDY=0.04générésparlesétoiles.
Z=(masse>H,He)/(massetotale) Z€=0.02⇒0.0142métallicitésolaire
(Asplund+2009,ARAA)
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Métallicité:12+log10(X/H)
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CaractérisKquesdelaVoieLactée
ClassificaGondelaGalaxie
SBbc
Diamètre&massedudisquefin
28kpc,6x1010M€(vrot~250km.s-1)
Autrescomposantes disqueépais:109M€,halo:108M€
Diamètre&massedubulbe
4.6kpc,1.7x1010M€(vrot~100km.s-1)
Massetotaled'étoiles
7.8x1010M€(disque≈78%,bulbe≈22%)
Diamètredelacouronne 110kpc(extensionmaKèrenoire)
MassetotaledelaGalaxie
≈1012M€(maGèrenoireinclue)
Longueurdelabarrecentrale 8kpc
DistanceduSoleilaucentre
8.5+/-0.5kpc
EpaisseurGalaxieauniveauSoleil 615pc
VitesseduSoleildanslaGalaxie
220km/sec
PériodederévoluKonduSoleil
225millionsannées
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La Voie Lactée
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