Chapitre 6 : les groupements d'étoiles et l'espace interstellaire

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1 Chapitre 6 : les groupements d'étoiles et l'espace interstellaire - Notre Galaxie - Amas stellaires - Milieu interstellaire - Où sommes-nous? - Types de galaxies - Interactions entre galaxies

2 Notre Galaxie La voie lactée par nuit claire : une petite partie de la Galaxie

3 Structure de la Galaxie Galaxie de taille moyenne (200 milliards d'étoiles) de type spirale barrée Amas d'étoiles Centre : étoiles vieilles Bras : étoiles jeunes et matière interstellaire.. Halo galactique Bulbe galactique x Système solaire a.l..... Plan galactique Etoiles isolées x Système solaire

4 Le partie centrale de la Galaxie Le centre de la Galaxie est occulté par d'importants nuages de poussières interstellaires. Seule possibilité : sonder à d'autres longueurs d'onde que celles de la lumière visible : Infrarouge, micro-onde, rayons X, rayons gamma

5 Signaux captés par des détecteurs divers Hydrogène atomique Hydrogène moléculaire Infrarouge Proche infrarouge Optique Rayons X Rayons gamma Carte

6 Age de notre galaxie Estimé à partir des amas globulaires (diagramme HR) du halo : entre 12 et 16 milliards d années.

7 Rotation de notre galaxie

8 Le centre galactique : une densité élevée et une activité intense Densité d'étoiles énorme : 5 millions d'étoiles sur un diamètre de 3 al Densité forte de nuages moléculaires Peu de formation d'étoiles une année lumière Observation dans l'ir Crédit : CFHT

9 Phénomènes violents : indice d'un corps supermassif (trou noir)? Ejection d'une étoile près du centre de la Galaxie Gaz ionisé par des étoiles chaudes : forme de spirale Crédit : Gemini Nord Eruptions de rayonnements X Crédit : Chandra

10 Les amas stellaires Amas stellaire : Regroupement d'étoiles Classification sommaire : Amas globulaires Amas ouverts 10 4 à 10 6 étoiles 10 2 à 10 3 étoiles Groupes compacts de forme sphérique Groupes de forme irrégulière Etoiles vieilles situées dans les halos galactiques Etoiles jeunes et chaudes situées dans les disques galactiques

11 Exemples d'amas ouverts : les Pléiades et M103 Crédits : NASA, HST et KPNO

12 Exemples d'amas globulaires M13 dans la constellation Hercule Omega Centaure

13 Amas dans d'autres galaxies galaxie M104 (Sombrero) Crédit : VLT, ESO amas globulaires dans le halo Galaxie d Andromède : plusieurs centaines d amas Identifiés Amas G1 dans la galaxie d Andromède

14 Evolution des amas globulaires Origine(s) des amas non clarifiée(s) : - Naissance avant, pendant ou après la formation des galaxies? - Compositions chimiques variées - Capture probable de certains amas par les galaxies Dynamique des amas : - Désintégration violente suite à des événements cataclysmiques - Interaction avec la galaxie hôte - "Evaporation lente par ségrégation en masse

15 L'espace interstellaire Beaucoup de place : densité d'étoiles moyenne autour du Soleil : 0.1 étoile de masse solaire par (parsec) 3 (bcp plus élevée pour le bulbe) => distance moyenne : 4 années lumière Soleil vers l'étoile la plus proche 1 cm 285 km Composition de la matière interstellaire : on trouve de (presque) tout : atomes, ions, électrons, molécules et particules solides ("poussières") Elements chimiques : H (abondant), He, C, N, O Des molécules simples : H 2, OH, CH, SiO, C 2, H 2 O, HCN, jusqu'à des molécules complexes : HC 7 N, CH 3 CH 2 NH, HC 9 N, C 60 Poussières : (taille estimée : fraction de nm à quelques nm) composition supposée : silicates, graphite, glace,

16 Classification du milieu interstellaire (1) région HI : milieu neutre, d'ordinaire en équilibre thermodynamique Composition : H atomique et molécules stables non ionisés par les étoiles proches. T autour de 100 K. invisible (mais détectable par d'autres rayonnements) région HII : milieu ionisé par le rayonnement d'étoiles proches : plasma => nébuleuses d'émission

17 Classification du milieu interstellaire (2) gaz neutre gaz ionisé nuages diffus essentiellement H atomique densité faible nuages moléculaires H 2 + molécules diverses + poussières densité moyenne objets opaques Nébuleuses gazeuses Nébuleuses "planétaires" Restes de supernovae

18 Etude du milieu interstellaire (1) : La ligne de 21 cm de l'hydrogène atomique neutre Deux états pour un électron dans l'atome d'hydrogène : Energie e - Proton Longueur d'onde : 21 cm Fréquence : 1.42 GHz (Radiofréquence) Probabilité d'émission par atome très faible : 1 sur plusieurs millions d'années! Pourquoi l'observe-t-on quand même? 1) Masses importantes dans la matière interstellaire 2) Emission stimulée (effet MASER) C'est un outil extrêmement puissant pour étudier le milieu interstellaire.

19 Etude du milieu interstellaire (2) : Rayonnement infrarouge (IR) Comparaison : observation visible/ir Répartition de la masse Effondrement du nuage : stade préliminaire de la formation d'une protoétoile

20 Où sommes-nous?

21 Rayon de années lumière Une grande galaxie et 9 galaxies naines Nombre d'étoiles jusqu'à années lumière = 225 milliards

22 Les "nuages" de Magellan

23 Rayon de 5 millions années lumière 3 grandes galaxies et 36 galaxies naines Nombre d'étoiles à moins de 5 millions d'années lumière = 700 milliards

24 M31 : galaxie d'andromède avec ses galaxies satellites Distance par rapport à notre Galaxie : al

25 Rayon de 100 millions d'années lumière 200 groupes de galaxies 2500 grandes galaxies et galaxies naines Nombre d'étoiles jusqu'à 100 millions d'années lumière = 200 trillions

26 amas de la Vierge 2000 galaxies dans un diamètre de 15 millions d'années lumière

27 Rayon de 1 milliard d'années lumière : 100 superamas groupes galactiques Nombre d'étoiles jusqu'à 1 milliard d'années lumière = trillions

28 Combien de galaxies dans l'univers? Estimation avant 1996 : 10 milliards? On estime aujourd'hui le nombre de galaxies à environ 1000 milliards

29 Types de galaxies Classification de Hubble : d'autres classifications existent. Problème : toutes les parties des galaxies ne sont pas visibles (une galaxie elliptique peut s'avérer spirale en IR )

30 Exemples de galaxies

31 Interaction entre galaxies Interaction par force gravitationnelle : - déformation des galaxies - fusion des galaxies Les collisions entre étoiles restent rares : la densité d'étoiles moyenne dans les galaxies est faible. Cependant les ondes de choc provoquées dans les nuages de gaz peuvent provoquer la formation massive d'étoiles

32 Un type de galaxies particulier : les galaxies actives Production d une énorme quantité d'énergie par des processus non nucléaires dans une région confinée ("noyau") galaxie elliptique géante M87 - galaxies de Seyfert : la luminosité centrale provenant d'une région petite grande variabilité de l'éclat de leur partie centrale. - radiogalaxies : rayonnement très important dans le domaine radio ( fois supérieur à celui d'une galaxie normale!) Origine : rayonnement synchrotron, produit par des électrons extrêmement énergétiques se déplaçant dans un champ magnétique puissant - quasars

33 Quasars : quasistellars Qu est ce qui est ponctuel, émet (pour certains) un signal radio et possède un spectre contenant des raies d'émission très nettes qui ne correspondent à aucun élément chimique connu? Les quasars sont des objets extrêmement lointains : leur spectre est fortement décalé vers le rouge : les raies d hydrogène de l ultraviolet sont décalées vers le visible! - jusqu à 13 milliards d années lumière Un quasar typique produit une quantité énorme d'énergie (équivalent à un millier de galaxies ordinaires). 90% n émettent pas de signal radio. Leur éclat peut varier en quelques jours, leur spectre ne suit pas la loi du corps noir.

34 Modèle des galaxies actives Hypothèses rejetées - Collision de galaxies : l énergie produite serait trop faible! - Explosions en chaîne de supernovae : quantité trop faible Hypothèse retenue actuellement trou noir supermassif comme source d'énergie des galaxies actives (entre un million et un milliard de masses solaires ayant une taille de quelques unités astronomiques) Chute progressive de la matière du disque dans le trou noir. Le gaz transforme son énergie gravitationnelle en énergie thermique Crédit : CXC/M.Weiss rayonnement thermique continu très puissant, en particulier dans l'ultraviolet et les rayons X.

35 NGC 2207 entrant en collision avec IC 2163 Crédit HST, NASA Image IR en fausses couleurs Crédit : Spitzner, NASA

36 Interactions entre galaxies : M51

37 Image composée de M51 en fausses couleurs Sources rayons X (trous noirs, étoiles à neutrons) Lumière visible Sources IR (nuages chauffés) Sources UV (jeunes étoiles chaudes)

38 Exemple d'une fusion de galaxies : "les antennes" Observation Simulation Crédit : NASA, HST

39 Conclusion : - Les galaxies ne sont pas des systèmes définitifs et immuables. - Leur formation continue tout au long du temps. - Leur évolution peut avoir des origines internes ou externes (interactions entre galaxies).

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