Les galaxies Les galaxies sont le constituant fondamental de l’Univers Classification des galaxies optiques Schéma des galaxies elliptiques, spirales et irrégulières Caractéristiques des galaxies Masse, Magnitude, Diamètre, Population Dimensions Méthode optique A partir de la luminosité et de la température Détermination des distances Méthode des céphéïdes Méthode de Tully-Fischer pour estimer les distances extra- galactiques Méthode utilisant la luminosité maximale des galaxies d’un amas

Un peu d'histoire 1610, Galilée: Etude de la Voie lactée --> grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. 1755, Kant: Galaxie, un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation --> « Univers-îles » Fin XVIIIe siècle, Messier: catalogue contenant une centaine de nébuleuses (M1: nébuleuse du Crabe, M31: nébuleuse d'Andromède) 1840: William Herschel: « General Catalogue » comprenant 5 000 nébuleuses. 1888, Dreyer: « New General Catalogue » comprenant 7800 nébuleuses et amas (NGC224: Nébuleuse d'Andromède)

Voie Lactée vu par William Herschel (1785)

Classification des galaxies de Hubble

Classification de de Vaucouleurs (1959) Variante de la séquence de Hubble S'appuye sur les traits secondaires Les structures sont par essence continues 4 classes: Elliptiques, Lenticulaires, Spirales, irrégulières 3 familles: non barrées A, barrées B, mixte AB 5 stades: a b c d m + stades intermédiaires ab (d et m, une partie des irr 2 variétés: « ring » r, « s-shaped s

Classification de de Vaucouleurs (1959) Volume de classification auquel peu de galaxies échappent Autres éléments de classification: R anneau extérieur m,  aspect des bras spiraux Galaxies particulières: Evolution CD  BCMs Noyau actif: Seyfert, QSO Naines: dIrr, BCDs Brillance: LSBDs

Spirales Elliptiques Irrégulières Masses (Mo) 109 - 4. 1011 106 - 1013 108 - 3. 1010 Diamètre (1000 a.l.) 20-150 2-500 5-30 Luminosité (Soleil =1) 108 - 4. 1010 106 - 1011 107 - 2. 109 Magnitude absolue -15 à -20 -9 à -25 -13 à -18 Nature des populations stellaires Vieille et jeune Vieille Type spectral A - K G - K A – F Matière interstellaire Gaz et poussière Presque pas de poussière; peu de gaz Beaucoup de gaz; parfois pbeaucoup de poussières; peu ou pas de poussière Caractéristiques générales des galaxies de différents types

M51: Galaxie du Tourbillon

Le Grand Nuage de Magellan, une galaxie irrégulière située à 160 000 années-lumière de nous et d'environ 30 000 années-lumière de diamètre. Crédit : W.-H. Wang

Image constituée par les photographies de galaxies réalisées avec le Télescope Spatial Hubble et le Sloan Digital Sky Survey. Elles ont été mises dans l'ordre de classification de la séquence de Hubble (E : galaxies elliptiques ; S0 : galaxies lenticulaires ; Sa_{bcd} : galaxies spirales ; Pec : galaxies particulières). Le schéma du haut présente les galaxies proches, dites de la séquence de Hubble « actuelle » : 3% sont les elliptiques, 15% des lenticulaires, 72% des spirales, 10% des particulières. Le schéma du dessous présente les galaxies distantes, dites de la séquence de Hubble du « passé ». Les galaxies particulières sont beaucoup plus nombreuses, 52%, tandis qu'il n'y a que 31% de spirales, 13% de lenticulaires et 4% d'elliptiques (copyright: HST. SDSS. GEPI.)

Détermination des distances des galaxies Méthode des céphéides Méthode Tully-Fischer pour estimer des distances extragalactiques Méthode utilisant la luminosité maximale des galaxies d'un amas

Observations de Hubble Années 1920: Edwin Hubble (US) établit définitivement que la nébuleuse M33 du Triangle était située au-delà des limites de notre galaxie et constituait de fait une galaxie voisine de la nôtre Utilisation d'observations d'étoiles Céphéides et RR Lyrae dont la relation période-magnitude absolue est étalonnée dans notre galaxie Observations analogues dans la galaxie d'Andromède (M31)

Observations du décalage spectral 1919: Harlow Shapley - Grande majorité des décalages s'opérait vers le rouge - Attribution des décalages à l'effet Doppler-Fizeau - Plupart des galaxies s'éloignaient de nous 1929: Hubble fit une découverte capitale - Le décalage spectral est proportionnel à la distance de la galaxie, ce qui implique que l'Univers est en expansion si l'on admet que le décalage est bien dû à l'effet Doppler-Fizeau - Loi de Hubble

Définition de l'effet Doppler-Fizeau Décalage spectral: Le même son émis par un objet en mouvement nous semble plus aîgu lorsque l'objet se rapproche et plus grave lorsqu'il s'éloigne. Le même phénomène fut découvert par Fizeau en 1848. Effet Doppler-Fizeau; Décalage entre la fréquence de l'onde émise et de l'onde reçue lorsque l'émetteur et le récepteur sont en mouvement, l'un par rapport à l'autre.

Définition de la loi de Hubble La vitesse d'éloignement de la galaxie est: v=cz si z=Δλ/λ0 est petit devant 1, c étant la vitesse de la lumière Pour des vitesses voisines de la vitesse de la lumière ( km/s), on applique l'expression relativiste de l'effet Doppler: v tend vers c lorsque le décalage spectral z tend vers l'infini En cosmologie observationnelle, on n'observe aucun corps au-delà de z=4 à 4.5 et on estime que le fond diffus cosmologique correspond à z=1000

Expansion de l'Univers: Loi de Hubble Dès 1929, Hubble a remarqué que la vitesse à laquelle semblaient s'éloigner les galaxies qu'il observait était proportionnelle à leur distance (mesurée par une autre méthode, par exemple grâce aux étoiles Céphéides qu'elle renferme). La constante de proportionnalité a ensuite été appelée "constante de Hubble". La figure de gauche montre les premiers résultats obtenus par Hubble en 1929, pour des galaxies très proches (distance inférieure à 2 Mpc), celle de droite ceux de Hubble et Humason en 1931, pour des galaxies nettement plus lointaines (distance atteignant 30 Mpc). Crédit : Hubble (1929), Hubble & Humason (1931)

Loi de Hubble actualisée La loi de Hubble mesurée en 1996 (vitesse des galaxies en fonction de leur distance). Cette fois, la distance des galaxies atteint 500 Mpc. Crédit : Riess, Press & Kirshner (1996), Astrophysical Journal 473, 88

Quelques exemples de distances Distance à partir de la Terre Lune 1,3 seconde-lumière Soleil 8 minutes-lumière Pluton 5,5 heures-lumière Proxima Centauri 4,2 années-lumière (a.l.) Centre de la Voie Lactée 26 000 a.l. Galaxie d'Andromède (Messier 31) 2,6 millions a.l. Amas de galaxies de la constellation de Coma 330 millions a.l. Horizon cosmique (Diamètre de l'Univers observable) 44 milliards a.l.

Galaxie la plus lointaine Cette tache minuscule sur une image prise avec le télescope "ANTU" du VLT de l'ESO est la galaxie la plus lointaine qu'on connaisse en 2004. L'image totale et un agrandissement de la zone contenant la galaxie lointaine apparaissent dans les figures supérieures. Les figures inférieures montrent la région de la galaxie lointaine observée à travers quatre filtres différents. La galaxie n'est visible que dans l'une de ces quatre images, ce qui donne une indication sur son décalage spectral. 13,2 milliards d'années