Les galaxies Niveau 1 ère S Objectif Utiliser le logiciel Aladin créé par l'observatoire de Strasbourg pour observer et étudier des galaxies, à différentes longueurs d'onde, pour mieux comprendre leur constitution et leur dynamique. Compétences Prévoir le résultat de la superposition de lumières colorées et l'effet d'un ou plusieurs filtres colorés sur une lumière incidente. Connaître les limites en longueur d'onde dans le vide du domaine visible et situer les rayonnements infrarouges et ultraviolets. Interaction lumière-matière: interpréter les échanges d'énergie entre la lumière et la matière à l'aide du modèle corpusculaire de la lumière. Pré requis Repérer par sa longueur d'onde dans un spectre d'émission ou d'absorption une radiation caractéristique d'une entité chimique. Savoir que la longueur d'onde caractérise dans l'air ou dans le vide une radiation monochromatique. Durée Activité 1 : 20 minutes Activité 2 : 20 minutes Activité 3 : 20 minutes Déroulement L objectif de cette activité est d étudier le spectre électromagnétique de la lumière. Pour cela nous commencerons par observer une galaxie dans le domaine visible, ce sera l occasion de réaliser une synthèse additive afin d obtenir l image couleur de la galaxie. Ensuite nous observerons cette galaxie dans d autres domaines de longueur d onde, afin de voir quelles informations sur la galaxie on peut en déduire. Enfin nous regarderons l émission de la raie H de l hydrogène dans la galaxie et son intérêt pour l étude de la formation des étoiles.
Réalisation d'une image couleur de galaxie Une galaxie est un immense corps céleste regroupant des milliards d étoiles, du gaz, de la poussière, des particules et de la matière noire. Ce que nous montrent les images des galaxies dans le domaine visible ne représente en réalité qu une infime partie de la matière qui compose une galaxie. Certaines composantes, comme la composante gazeuse, ne sont observables que dans certains domaines de longueurs d onde, comme les ondes radio, d autres, comme la matière noire ne sont pas observables directement. C est en regardant le mouvement de la matière (essentiellement le gaz et les étoiles) dans la galaxie que l on peut la mettre en évidence. La première étape va consister à chercher avec Aladin trois images d un même objet, par exemple la galaxie NGC 4414, réalisées avec trois filtres différents dans le visible. Pour réaliser une image couleur avec un écran plat on éclaire simultanément des diodes électroluminescentes bleues, vertes ou rouges afin de synthétiser de nouvelles couleurs. Nous allons utiliser ce principe pour créer une image en couleur. Dans un premier temps il faut récupérer chaque image, pour cela il faut charger une image astronomique dans les archives du Hubble Legacy Archive (HLA). Cidessous les trois écrans correspondant aux choix des trois images qui vont servir à la création de l image couleur. Pour chaque image, on choisira un champ de rayon 14. Récupération de l image en bande bleue (WFPC2-F439W) (Hst_05397_29_wfpc2_f439w_wf) Récupération de l image en bande verte (WFPC2-F555W) (Hst_05397_2a_wfpc2_f555w_wf) Récupération de l image en bande rouge (WFPC2-F814W) (Hst_05397_29_wfpc2_f814w_wf) Une fois les images récupérées, il faut utiliser, pour chaque image l outil image convertir l image RVB en niveau de gris. Désormais il ne reste qu une étape, la synthèse de l image couleur. Dans le menu, aller dans image créer une image RVB. Choisir pour le bleu l image avec le filtre F439W, pour le vert l image avec le filtre F555W et pour le rouge l image avec le filtre F814W. On obtient l image couleur de la galaxie NGC4414 (une partie de la galaxie).
En superposant les images obtenues avec les filtres bleu, vert et rouge, on obtient l image couleur de la galaxie NGC 4414. On pourra réaliser la même procédure pour obtenir l image d autres objets astronomiques, comme la nébuleuse de la Lyre M57, l amas globulaire M13, la galaxie spirale M51. Observations multi longueurs d'onde d'une galaxie Grâce à l atmosphère terrestre certains rayonnements ne nous parviennent pas, comme les rayons gamma, les rayons X ou une partie des rayons ultraviolets. Ces rayonnements sont dangereux pour nous car très énergétiques. Les fréquences de ces radiations sont très grandes, et comme l énergie d un rayonnement est proportionnelle à sa fréquence, ceux-ci sont très énergétiques. Heureusement pour nous, ces rayons ne passent pas l atmosphère terrestre! Pour pouvoir les observer, il est donc impératif d utiliser des télescopes spatiaux. Dans un premier temps nous allons voir les différents domaines du spectre électromagnétique. Quelle relation y a-t-il entre la longueur d onde et la fréquence d un rayonnement électromagnétique? Calculer la longueur d onde correspondant aux différents domaines de fréquence, puis compléter le tableau ci-dessous : Rayons cosmiques et rayons Rayons X Rayons UV Rayons visibles Rayons infrarouges Rayons micro-onde Rayons radiométriques 5.10 19 Hz 5.10 20 Hz 3.10 16 Hz < 5.10 19 Hz 8.10 14 Hz < 3.10 16 Hz 4.10 14 Hz < 8.10 14 Hz 1.10 12 Hz < 4.10 14 Hz 1.10 9 Hz < 1.10 12 Hz 0 Hz < 1.10 9 Hz
Compléter la légende du schéma suivant : Rayons Aladin permet d afficher des images de différents instruments opérant dans les domaines de longueur d onde vus précédemment. Grâce à la commande Ciel complet, on peut choisir le domaine d observation ( X, UV, Optique, IR, Radio), puis l instrument (ou le télescope) ayant réalisé l observation (Galex, XMM, DSS, 2MASS, SCUBA). Prenons la galaxie d Andromède M31. Chercher les images de la galaxie dans les 3 domaines du spectre électromagnétique suivants : - Ultraviolet (ciel complet image UV Galex GalexColored) - Optique (ciel complet image Optical DSScolored) -Infrarouge (ciel complet image Infrared 2MASS 2MASScolored) Observez-vous des différences, si oui lesquelles? La formation stellaire L hydrogène est l élément chimique le plus abondant dans l Univers, c est aussi le principal constituant des étoiles qui se forment dans de grands nuages de gaz et de poussières. Dans le milieu interstellaire galactique, l hydrogène peut se trouver sous plusieurs formes. L hydrogène moléculaire H 2, est présent dans le disque galactique, mais sur une épaisseur faible, il se concentre dans un plan, celui de la rotation de la galaxie. L hydrogène atomique est présent partout dans la galaxie, il s étend très loin du centre galactique bien au-delà de la partie visible des galaxies.
Ces deux formes ne sont observables pratiquement que dans le domaine des ondes radio. Pour l hydrogène atomique on peut observer une raie d émission, à la longueur d onde de 21 cm. L hydrogène moléculaire est difficilement observable, pour le tracer, on observe en réalité une autre molécule, le monoxyde de carbone CO. Cette molécule possède des raies d émission dans le domaine radio (à 1,3 et 2,6 mm). Lorsque le gaz atomique se trouve dans une région riche en étoiles, celles-ci vont apporter suffisamment d énergie par leur rayonnement pour ioniser l hydrogène. On observe alors depuis la Terre des raies dans le domaine visible. Voici le diagramme d énergie de l atome d Hydrogène : Calculer la variation d énergie E n2 correspondant aux transitions entre les niveaux d énergie E n et E 2, pour n=3 à n=8. En déduire la fréquence n2 du photon émis par l atome d Hydrogène pour chaque transition. Puis calculer la longueur d onde n2 correspondante. En observant le spectre d émission de l atome d Hydrogène, identifier les raies en fonction des longueurs d onde calculées précédemment. ( 1 Angstrom = 0,1 nanomètre )
Raies H H H H H H Longueur d onde (nm) Ces raies sont appelées «raies de Balmer». Il existe d autres raies, invisibles à l œil nu, appelées «raies de Lyman» dans l ultra-violet (transitions E n1 ) et les «raies de Paschen» dans l infra-rouge (transitions E n3 ). Grâce à Aladin on peut obtenir des images d objets célestes réalisées en utilisant un filtre correspondant précisément à la raie H. Cette raie d émission est utilisée en astrophysique pour tracer la formation stellaire. En effet, les étoiles se forment dans des nuages de gaz et de poussières, et leur rayonnement va ioniser le gaz atomique présent. Cette raie est l une des plus intenses du spectre d émission de l atome d Hydrogène, elle sera facilement observable depuis la Terre, car située dans le domaine visible (656 nm). Afficher l image de la nébuleuse M42 dans la raie H en utilisant le ciel complet (ciel complet image line Halpha), puis, dans une fenêtre, afficher l image de la nébuleuse dans le domaine visible (ciel complet image Optical DSScolored). Comparer les deux images.