Au-delà du Système solaire

Au-delà du Système solaire
Notre Galaxie Arpenter l’immensité proche

structure de notre Galaxie
2015/03/10 structure de notre Galaxie

Structure de la galaxie Démocrite (460 av. J.-C.,vers 357 ) enseignait que la voie lactée devait être un amas d'étoiles trop petites et trop pressées pour pouvoir être discernées. Galilée ( ) s'aperçoit que la Voie Lactée est formée d'une quantité innombrable d'étoiles . In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Structure de la Galaxie Comptage et répartition des étoiles : disque aplati, le Soleil presque au centre. William Herschel ( ) In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. XXe siècle, le Grand Débat (entre 1920 et 1935), Après beaucoup d’observations, quelques controverses, les astronomes reconnaissent dans la Voie lactée une galaxie parmi d'autres. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Carte d'identité de notre Galaxie La Voie lactée est une galaxie (200 milliards d’étoiles) spirale barrée bras très ouverts (type SBc). bulbe relativement petit 234 milliards d'étoiles 78 milliards de masses solaires NGC 300 sœur jumelle ? 2015/03/10 structure de notre Galaxie

La Galaxie Centre galactique : 17h 45m 39.9s -29° 00′ 28″ dans le Sagittaire Vitesse radiale : +163 km/s Type : S(B)bc I-II Magnitude absolue (V) : -20,9 Module de distance : 14,51±0,14 Distance : 8±0,5 kpc (∼26 100 a.l.) Masse : (1,0 à 1,5)×1012 M⊙ Masse d’hydrogène atomique (HI) : 4×109 M⊙ Masse d’hydrogène ionisé (HII) : 8,4×107 M⊙ Masse d’hydrogène moléculaire (H2) : 3×108 M⊙ Masse du noyau : 3,5×106 M⊙ Nombre d’amas globulaires : 160±20 Nombre de nébuleuses planétaires : 7 200 ±1800 Taux de novae (par an) : 20 Abondance d’oxygène (12 + log(O/H)) : 8,7 (voisinage solaire) Abondance de fer ([Fe/H]) : +0,06 Age : 13,2 milliards d'années In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles, des étoiles… In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Carte du ciel Stellarium contient 500 000 étoiles Champ de 2,5° x 2,5°
et sur le ciel ►

Constellation de la Poupe, a = 7h40min d = -14°30’, champ : 2,5°
M47, a young open star cluster some 80 milion years old, about 1,600 light-years away. Below and left open cluster M46 is older, around 300 million years of age, and 5,400 light years distant. Hartley 2's short, faint tail even extends up and right toward another fainter star cluster in the scene, NGC 2423. ► Constellation de la Poupe, a = 7h40min d = -14°30’, champ : 2,5°

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles, des étoiles… - Des groupements d’étoiles ou amas In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Constellation de la Poupe, a = 7h40min d = -14°30’, champ : 2,5°
M47, a young open star cluster some 80 milion years old, about 1,600 light-years away. Below and left open cluster M46 is older, around 300 million years of age, and 5,400 light years distant. Hartley 2's short, faint tail even extends up and right toward another fainter star cluster in the scene, NGC 2423. ► Constellation de la Poupe, a = 7h40min d = -14°30’, champ : 2,5°

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles, des étoiles… - Des groupements d’étoiles ou amas - Des objets nébuleux In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Messier 57 Distance ,3 (kilo.al) Magnitude 8,8 (visuelle) Dimension apparente 1,4x1 (min. d'arc) Messier 1 Nouvelle étoile de 1054, notée par les Chinois Distance 6000 années de lumière Vitesse d’expansion : 6000 km/s Au centre un pulsar 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Structure de la galaxie Que voit-on dans la Galaxie ? - Des étoiles, des étoiles, des étoiles… - Des groupements d’étoiles ou amas - Des objets nébuleux In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. - Des nuages de gaz et de poussières 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Structure de la galaxie Sadr Clouds in Cygnus Credit & Copyright: Image Data - Bob Caton, Al Howard, Eric Zbinden, Rogelio Bernal Andreo; Processing - Rogelio Bernal Andreo Explanation: Cosmic clouds of gas and dust drift across this magnificent mosaic covering a 12x12 degree field within the high flying constellation Cygnus. The collaborative skyscape, a combination of broad and narrow band image data presented in the Hubble palette, is anchored by bright, hot, supergiant star Deneb, below center near the left edge. Alpha star of Cygnus, Deneb, is the top of the Northern Cross asterism and is seen here next to the dark void known as the Northern Coal Sack. Below Deneb are the recognizable North America and Pelican nebulae (NGC 7000 and IC 5070). Another supergiant star, Sadr (Gamma Cygni) is near the center of the field just above the bright wings of the Butterfly Nebula. A line continuing up and right will encounter the more compact Crescent Nebula and finally the Tulip Nebula near the top of the frame. Most of these complex nebulosities are located about 2,000 light-years away. Along with the Sun, they lie in the Orion spiral arm of our Milky Way galaxy Deneb Gienah Champ Du Cygne 12°x12° 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Structure de la galaxie In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

A quoi ressemble notre chez nous. NGC300 (cliché ESO) NGC300, à 6 millions d’années lumière, est très semblable à la Voie lactée. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Les étoiles Baade Walter (1893–1960) Population Les différentes familles d'étoiles rangées selon leur composition chimique. Notion introduite par Baade en 1941. On rencontre dans la Voie lactée les deux grandes populations classiques d'étoiles, et une population dite intermédiaire : La population I étoiles relativement jeunes, se rencontrent au voisinage du Soleil, concentrées dans des amas ouverts et les associations OB, et situées dans les bras spiraux. La population II étoiles plus anciennes, principalement dans le sphéroïde et le bulbe; - très dispersée dans le halo, (1% des étoiles du halo) - concentrée dans des amas globulaires. La population intermédiaire une population I d'âge plus avancé, plus dispersée sur le disque. Et aussi une population I extrême, constituée des étoiles les plus jeunes. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Les objets nébuleux NGC6751 NASA, The Hubble Heritage Team Nébuleuses planétaires In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. Stade bref ( ans) d’étoiles en fin de vie de masse entre 0.8 et 8 masses solaires qui soufflent une partie de leur enveloppe extérieure. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Les objets nébuleux SN 1987A HST" by ESA/Hubble & NASA 2012 Restes de Supernovae 1994 In visible light we see an accumulation of stars, but the structure is not so clear In the late 18th Century, long before distances to stars were known, William Herschel tried to estimate the size and shape of our Galaxy Note - it was not even known then that there were galaxies outside the Milky Way He recorded all the stars, and created a map of the Galaxy. He did not realize most of the stars were obscured from his view He concluded the Galaxy was a flattened, disk-shaped, with the Sun near the center He greatly under estimated of the size of the Galaxy. Supernovae : étoiles massives qui finissent en explosant et rejetant la majorité de leur masse dans le milieu interstellaire. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Le milieu interstellaire Entre les étoiles, l’espace n’est pas complètement vide. Il y a : du gaz (1 particule / cm3) des poussières (100 particules / km3). (très petites particules) 10% en masse de la Voie lactée Il y a aussi : des rayons cosmiques de hautes énergies un faible champ magnétique Double Cluster in Perseus Image Credit & Copyright: Fabian Neyer Explanation: This lovely starfield spans some seven full moons (about 3.5 degrees) across the heroic northern constellation of Perseus. Just right of center it holds the famous pair of open or galactic star clusters, h and Chi Persei. Also cataloged as NGC 869 (right) and NGC 884, both clusters are about 7,000 light-years away and contain stars much younger and hotter than the Sun. Separated by only a few hundred light-years, the clusters are both 13 million years young based on the ages of their individual stars, evidence that they were likely a product of the same star-forming region. Always a rewarding sight in binoculars, the Double Cluster is even visible to the unaided eye from dark locations. Not seen in binoculars though, and not often depicted in telescopic images of the region are faint clouds of reddish ionized hydrogen gas found throughout this remarkable cosmic skyscape. A color composite, the image includes narrowband data to enhance emission from the hydrogen clouds. Visible toward the upper left of the wide field of view is another, smaller open star cluster, NGC 957, also of similar age, distance, and possibly related to the more famous Double Cluster in Perseus. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Le milieu interstellaire Le gaz L’hydrogène étant le principal constituant de l’Univers et du milieu interstellaire, on le rencontre sous formes atomique, moléculaire et ionisé. De même pour les autres éléments, mais en faible proportion. Le gaz étant très froid (<100K), la pression très faible, les raies d’absorption sont très fines et se superposent aux raies des spectres d’étoiles : NI, SII, CaII, etc. Fig Interstellar absorption lines in the ultraviolet speetrum of ρ Ophiuchi. The strongest line is the hydrogen Lyman α line (equivalent width, more than 1 nm). The observations were made with t he Copernicus satellite. [Morton, D.C. (1975) : Astrophvs. J. 197, 85] 2015/03/10 structure de notre Galaxie

L'hydrogène interstellaire neutre (Région HI) La radioastronomie permet d’observer l'hydrogène atomique sous la forme neutre et de nombreuses molécules. Atome d’hydrogène Niveau fondamental double : L'atome d'hydrogène est constitué d'un proton et d'un électron en "orbite" autour de lui. L'électron se comporte comme s'il était animé d'un mouvement de rotation sur lui même. Spontanément, mais avec une , le sens de rotation de l'électron s'inverse : ceci entraîne l'émission d'une onde électromagnétique de longueur d'onde 21 cm (de fréquence 1420 MegaHertz), dans le domaine radio. Fig The origin of the hydrogen 21-cm line. The spins of the electron and the proton may be either parallel or opposite. The energy of the former state is slightly larger. The wavelength of a photon corresponding to a transition between these states is 21 cm Très faible probabilité d‘inversion des spins : une fois tous les 11 millions d'années Produit la raie d’émission à 21 cm 2015/03/10 structure de notre Galaxie

La distribution de l’hydrogène neutre. Atomes /cm3 Fig The distribution of neutral hydrogen in the galaxy from the Leiden and Parkes surveys. The density is given in atoms/cm3. [Oort, J. H., Kerr, F.T., Westerhout, G.L. (1958): Mon. Not. R. Astron. Soc. 118, 379] Surveys de Leiden et Parkes 2015/03/10 structure de notre Galaxie

L'hydrogène interstellaire neutre (Région HI)
Intensités et vitesses radiales. Profiles de la raie 21 cm de l’Hydrogène À différentes longitudes galactiques. L’intensité exprimée en °K est donnée par Formule de Rayleigh-Jeans Fig Hydrogen 21-cm emission line profiles in the galactic plane at longitudes 180°, 90° and 10° (in the direction l = 0° there is strong absorption). The horizontal axis gives the radial velocity according to the Doppler formula, the vertical axis gives the brightness temperature. [Burton, W.B. (1974): "The Large Scale Distribution of Neutral Hydrogen in the Galaxy", in Galactic and Extra-Galactic Radio Astronomy, ed. by Verschuur, G.L., Kellermann, K.I. (Springer, Berlin, Heidelberg, New York) p. 91] Le diagramme montre : - vitesses radiales différentes - plusieurs composantes séparées Surveys de Leiden et Parkes 2015/03/10 structure de notre Galaxie

L'hydrogène ionisé (Région H II) Les étoiles très chaudes (O et B) et nouvellement formées, par leur rayonnement ultraviolet, ionisent l’hydrogène autour d’elles. Les ions hydrogène (protons) par recombinaisons, donnent des raies de H en émission ; raies de Lyman, de Balmer, etc. Formation de nébuleuses en émission ou région H II (hydrogène ionisé) où prédomine dans le visible la raie rouge H alpha. Orion Nebula: The Hubble View Credit: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) and The Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team Explanation: Few cosmic vistas excite the imagination like the Orion Nebula. Also known as M42, the nebula's glowing gas surrounds hot young stars at the edge of an immense interstellar molecular cloud only 1,500 light-years away. The Orion Nebula offers one of the best opportunities to study how stars are born partly because it is the nearest large star-forming region, but also because the nebula's energetic stars have blown away obscuring gas and dust clouds that would otherwise block our view - providing an intimate look at a range of ongoing stages of starbirth and evolution. This detailed image of the Orion Nebula is the sharpest ever, constructed using data from the Hubble Space Telescope's Advanced Camera for Surveys and the European Southern Observatory's La Silla 2.2 meter telescope. The mosaic contains a billion pixels at full resolution and reveals about 3,000 stars. In apparent size, the picture is as large as the Full Moon. At the distance of M42 it spans thirteen light-years. Régions de formation intense d’étoiles cachées par la densité du nuage. Nébuleuse d’Orion : The Hubble View 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Nuages moléculaires géants et nuages interstellaires diffus Avec l’hydrogène, il y a des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées. Mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm3 et leur température varie entre 10 et 150 K. Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions H II. La matière interstellaire n'existe pas que sous la seule forme des nuages atomiques HI, elle est aussi distribuée dans des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées. Les nuages moléculaires géants sont constitués d'un mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm3 et leur température varie entre 10 et 150 K. La nébuleuse de l'Aigle en est un exemple typique. Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions HII, comme on peut le voir sur l'image de la nébuleuse RCW 38. Ces régions HII sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est à dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours. A l'autre extrémité de la séquence des nuages interstellaires, on trouve les nuages diffus qui sont vus en absorption devant des étoiles. Leur masses (quelques dizaines à quelques centaines de masses solaires) et leurs densités (entre dix et quelques centaines de particules/cm3) sont beaucoup plus faibles. Ils sont composés surtout d'atomes neutres (H, C, N, O...) ou ionisés (C+, Mg+, Si+...). Les plus denses d'entre eux contiennent quelques molécules simples neutres (H2, CO, CH, CN, OH, H2O...) ou ionisées (CH+...). Tous ces constituants sont identifiés par leur spectre en absorption devant celui de l'étoile située derrière. De propriétés physiques voisines, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de gaz et de poussières qui diffusent la lumière d'étoiles situées au sein du nuage ou dans son environnement immédiat. Un bel exemple est fourni par la nébuleuse du Caméléon Ces régions H II sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est à dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Nuages moléculaires géants et nuages interstellaires diffus A l'autre extrémité de la séquence des nuages interstellaires, on trouve les nuages diffus qui sont vus en absorption devant des étoiles. Leur masses (quelques dizaines à quelques centaines de masses solaires) et leurs densités (entre dix et quelques centaines de particules/cm3) sont beaucoup plus faibles. Ils sont composés surtout d'atomes neutres (H, C, N, O...) ou ionisés (C+, Mg+, Si+...). Les plus denses contiennent quelques molécules simples neutres (H2, CO, CH, CN, OH, H2O...) ou ionisées (CH+...). La matière interstellaire n'existe pas que sous la seule forme des nuages atomiques HI, elle est aussi distribuée dans des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées. Les nuages moléculaires géants sont constitués d'un mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm3 et leur température varie entre 10 et 150 K. La nébuleuse de l'Aigle en est un exemple typique. Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions HII, comme on peut le voir sur l'image de la nébuleuse RCW 38. Ces régions HII sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est à dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours. A l'autre extrémité de la séquence des nuages interstellaires, on trouve les nuages diffus qui sont vus en absorption devant des étoiles. Leur masses (quelques dizaines à quelques centaines de masses solaires) et leurs densités (entre dix et quelques centaines de particules/cm3) sont beaucoup plus faibles. Ils sont composés surtout d'atomes neutres (H, C, N, O...) ou ionisés (C+, Mg+, Si+...). Les plus denses d'entre eux contiennent quelques molécules simples neutres (H2, CO, CH, CN, OH, H2O...) ou ionisées (CH+...). Tous ces constituants sont identifiés par leur spectre en absorption devant celui de l'étoile située derrière. De propriétés physiques voisines, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de gaz et de poussières qui diffusent la lumière d'étoiles situées au sein du nuage ou dans son environnement immédiat. Un bel exemple est fourni par la nébuleuse du Caméléon Tous ces constituants sont identifiés par leur spectre en absorption devant celui de l'étoile située derrière. De propriétés physiques voisines, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de gaz et de poussières qui diffusent la lumière d'étoiles situées au sein du nuage ou dans son environnement immédiat. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

«Eagle Nebula from ESO» par ESO — Sous licence CC BY 4.0 via Wikimedia Commons - M16: Stars from Eagle's EGGs Credit: J. Hester, P. Scowen (ASU), HST, NASA «Eagle Nebula from ESO» Les piliers de la création (HST) 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Nuages interstellaires sombres et globules Les nuages moléculaires sombres et les globules se présentent comme des taches sombres plus ou moins régulières masquant la lumière d'étoiles situées en arrière plan. L'un des plus fameux est la nébuleuse de la Tête de Cheval. Ces nuages interstellaires ont un contenu moléculaire aussi riche que celui des nuages géants, leur densité est comparable, voire plus élevée (quelques dizaines de milliers de particules /cm3), mais ils sont plus froids (une température de l'ordre de 10°K, voire moins). Les poussières dans ces zones denses absorbent plus ou moins complètement la lumière des étoiles situées derrière, d'où leur aspect de taches sombres, particulièrement visibles dans la photographie du globule B 68. Les observations en infrarouge ont permis de mettre en évidence la présence de sources ponctuelles au sein de certains nuages sombres . Quelques sources IR ont été identifiées comme des étoiles en formation, dont seul le rayonnement infrarouge, moins absorbé par les poussières, parvient à sortir du nuage. La présence de proto-étoiles et de disques proto-planétaires dans les nuages sombres montrent qu'ils sont, comme les nuages moléculaires géants, le siège d'une formation continue d'étoiles qui se poursuit à l'époque actuelle. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

M16: Stars from Eagle's EGGs Credit: J. Hester, P. Scowen (ASU), HST, NASA Explanation: Newborn stars are forming in the Eagle Nebula. This image, taken with the Hubble Space Telescope in 1995, shows evaporating gaseous globules (EGGs) emerging from pillars of molecular hydrogen gas and dust. The giant pillars are light years in length and are so dense that interior gas contracts gravitationally to form stars. At each pillars' end, the intense radiation of bright young stars causes low density material to boil away, leaving stellar nurseries of dense EGGs exposed. The Eagle Nebula, associated with the open star cluster M16, lies about 7000 light years away. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Composition Les grains de poussières sont le support d’une chimie complexe. L’hydrogène moléculaire se forme à la surface des grains et se détecte par une bande d’absorption dans l’ultraviolet à 105 nm. Liste of Interstellar Molecules (180, nov 2014) The Cosmic Ice Laboratory - Interstellar Molecules 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Amas d’étoiles et Associations Deux types d’amas amas globulaires : groupes serrés de centaines ou de milliers de très vieilles étoiles gravitationnellement liées. amas ouverts, plus lâches , contiennent généralement moins de quelques centaines de membres , et sont souvent très jeunes . Amas d'étoiles visibles à l'œil nu : Pléiades, Hyades et M44 (Praesepe). Les amas ouverts sont perturbés par l'influence gravitationnelle des nuages moléculaires géants. Les membres de l’amas continuent à évoluer dans le même sens à travers l'espace, même s’ils ne sont plus gravitationnellement liés. Ils forment des associations stellaires Two types of star clusters can be distinguished: globular clusters are tight groups of hundreds or thousands of very old stars which are gravitationally bound, while open clusters, more loosely clustered groups of stars, generally contain fewer than a few hundred members, and are often very young. Open clusters become disrupted over time by the gravitational influence of giant molecular clouds as they move through the galaxy, but cluster members will continue to move in broadly the same direction through space even though they are no longer gravitationally bound; they are then known as a stellar association, sometimes also referred to as a moving group. Star clusters visible to the naked eye include Pleiades, Hyades and the Beehive Cluster. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Amas stellaire ou amas ouvert - 100 à 1 000 étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, - dimension varie entre un diamètre de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc. - peu lumineux - se situent dans le plan galactique. - se forment au sein des nuages moléculaires, des grands nuages de gaz et de poussières. Messier 044 M 44 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Amas stellaire ou amas ouvert - temps nécessaire à leur formation est beaucoup plus faible que leur durée de vie, toutes les étoiles d’un amas ouvert ont plus ou moins le même âge et comme elles proviennent de la même nébuleuse, elles ont la même composition chimique. - les seules différences existant entre les étoiles d’un amas ouvert proviennent de leur masse. « Messier 044 2MASS » par Two Micron All Sky Survey (2MASS), a joint project of the University of Massachusetts and the Infrared Processing and Analysis Center/California Institute of Technology, funded by the National Aeronautics and Space Administration and the National Science Foundation. — 2MASS Atlas Image Gallery: The Messier Catalog. Sous licence Domaine public via Wikimedia Commons - "Pleiades large" by NASA, ESA, AURA/Caltech, Palomar ObservatoryThe science team consists of: D. Soderblom and E. Nelan (STScI), F. Benedict and B. Arthur (U. Texas), and B. Jones (Lick Obs.) - Licensed under Public Domain via Wikimedia Commons - - dominés par leurs étoiles géantes bleues de type O ou B, qui sont très lumineuses mais de courte durée. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Amas stellaire ou amas ouvert L'amas ouvert le plus proche est dans la Grande Ourse, Sirius est un ancien membre de cet amas. Le Soleil est actuellement dans le « courant » de la Grande Ourse, mais n’en est pas un vrai membre, il passe juste à travers. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Amas globulaire - amas stellaire très dense - contenant une centaine de milliers d'étoiles - distribuées dans une sphère - taille : varie de 20 à quelques centaines d'années-lumière - étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges. Harlow Shapley ( ) - 150 amas globulaires dans notre Galaxie. - il en existe sans doute d'autres, indétectables car masqués par le centre galactique. - appartiennent au halo galactique - ils orbitent autour du centre galactique à une distance variant de 1 à 100 kpc - C'est par leur étude que Harlow Shapley, en 1918, a pu déterminer la position du Soleil au sein de la Galaxie. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Distribution des amas Amas globulaires Amas ouverts 2015/03/10 structure de notre Galaxie

M13 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Source : 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Pour se repérer dans la galaxie : Les coordonnées galactiques : 2015/03/10 structure de notre Galaxie

la Voie lactée par Stellarium 2015/03/10 structure de notre Galaxie

A quelle distances sont-ils ?
Tous ces objets A quelle distances sont-ils ? 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Mesures des distances Méthode directe : Parallaxes trigonométriques Méthodes indirectes : Etalons secondaires (Céphéides, W Virginis, RR Lyrae…) Parallaxes spectroscopiques ou photométriques Amas d ’étoiles et associations Mouvements des étoiles proches Parallaxes statistiques 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Parallaxes trigonométriques
# L'angle sous lequel on voit le demi-grand axe del'orbite de la Terre d'une étoile s'appelle la parallaxe p ou A. # Le parsec : distance à laquelle on verrait une unité astronomique (distance moyenne de l'orbite de la Terre autour du Soleil) sous un angle de 1 seconde d'arc. Première mesure de parallaxe par Bessel en 1838. Parallaxe de 61 Cygne : 0.3 " Etoile la plus proche : Proxima Centauri p = " 1 parsec = u.a. = 3,262 a.l. = 3, m. Mesure à 0,005 " = 50% à 100 pc Précision : 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Hipparcos High Precision Parallax Collecting Satellite Satellite dédié à l’Astrométrie pour mesurer  les positions d’étoiles  les parallaxes  les mouvements propres lancé en 1989, observa jusqu’en 1993. Résultats : Mesure les positions de étoiles, précisions 0,001 seconde d’arc (”) Catalogue Tycho : d’étoiles à 0,005 ” Nombre d’étoiles de distances connues × 100. Précision × 10 Distance atteinte × 20. De la relation parallaxe Erreur sur la distance : A 500 pc : distance connue à 50 % près Rayon de la Galaxie : 15 kpc. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

GAIA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics Gaia est une mission spatiale astrométrique (ESA). - mesure des positions - distances - mouvements des étoiles Retenu en 2000 Gaia est lancé le 19 déc. 2013, pour une mission de cinq ans. un milliard d'objets célestes (étoiles, astéroïdes, galaxies, etc.) jusqu'à la magnitude 20 ( fois plus faible que les plus faibles visibles à l’œil nu). Dédié à la connaissance de la structure, la formation et l'évolution de la Voie lactée les planètes extrasolaires, le système solaire, les galaxies extérieures ainsi qu'en physique fondamentale. Précision : 7 microsecondes (10-6) d'arc pour V= microsecondes d'arc pour V= microsecondes pour V=20 2015/03/10 structure de notre Galaxie

GAIA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics 2015/03/10 structure de notre Galaxie

GAIA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics Le plan focal est composé de 106 CCD de différents types. Un champ d'étoiles observé par le télescope 1 traverse le plan focal au fur et à mesure de la rotation de Gaia : il est analysé dans le SM (sky mapper), qui détecte les objets à étudier, en élimine certains et détermine la position et le mouvement des autres (gros plans 1 et 2) ; la deuxième colonne du SM fait un travail similaire sur le champ d'étoiles observé par le télescope 2 (gros plan 3) ; les deux images sont superposées par la suite ; seuls les pixels entourant les objets détectés sont lus dans les CCD de l'AF (Astrometic Field), et les « fenêtres » de pixels, correspondant à des rayons cosmiques détectés dans la phase précédente, sont éliminés (gros plans 4 et 5) ; en progressant à travers les CCD de l'AF, l'image se fait plus nette. La superposition des champs d'étoiles des deux télescopes permet de mesurer directement les angles entre étoiles très écartées (gros plans 6) ; un spectre de l'énergie de chaque objet suivi est obtenu par les CCD BP et RP (gros plan 7) ; enfin un spectre détaillé de chaque objet est obtenu dans une bande de fréquence étroite (gros plan 8) via les CCD du RVS (Radial Velocity Spectrograph). 2015/03/10 structure de notre Galaxie

GAIA Global Astrometric Interferometer for Astrophysics 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Etoiles variables Les étoiles de magnitudes changeantes sont appelées Etoiles variables. General Catalogue of Variable Stars, contient plus de 40 000 étoiles variables Étoiles variables intrinsèques : Variables pulsantes Variables par rotation Variables éruptives Étoiles variables extrinsèques Variable optique (ou à éclipses) Variables cataclysmiques 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Etoiles variables céphéides Prototype d Céphée 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Etoiles variables et étalons de distances Céphéides Étoiles pulsantes de grande luminosité Classe similaire : étoiles W Virginis, un peu moins lumineuse. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Magnitudes absolues (rappels)
Magnitude d'un objet situé conventionnellement à la distance de 10 pc. La distance est impérativement en d parsecs m - M s’appelle le , indépendant du domaine spectral utilisé. module des distances m - M Magnitudes absolues : Soleil : M = 4.79, Antares : -4.6, Proxima Centauri : Relation distances – périodes des Céphéides : 5 × log d = mV + a × log P – b × ( mV – mI ) + c 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Etoiles variables et étalons de distances RR Lyrae étoiles pulsantes période de variation de luminosité relativement courte, entre 0,2 et 1,1 jour. Étoiles d’amas globulaires vieilles de Polpulation II (pauvres en « métaux ») Les étoiles de type RR Lyrae ont une période de variation de luminosité relativement courte, comprise entre 0,2 et 1,1 jour. Certaines peuvent ainsi être vues sur un cycle complet en une seule nuit (voir animation en lien externe ci-dessous). Ces étoiles sont des variables pulsantes placées sur la branche horizontale du diagramme de Hertzsprung-Russell, ayant une masse d'environ la moitié de celle du Soleil — notons toutefois que ces étoiles subissent une perte de masse importante avant d'atteindre le stade RR Lyrae, et sont donc formées à partir d'étoiles ayant une masse équivalente et même supérieure à celle du Soleil. Elles varient de manière similaire aux céphéides, avec toutefois quelques différences : Les RR Lyrae sont des étoiles relativement vieilles, dites de population II, de faible métallicité. Moins massives, elles sont donc plus nombreuses que les céphéides, mais moins lumineuses. La magnitude absolue moyenne d'une RR Lyrae typique est de +0,75 environ, soit 50 fois la luminosité solaire. Leur période est plus courte, en général moins d'une journée. Les RR Lyrae sont classées en trois types principaux : RRab, RRc et RRd. Les RRc sont celles possédant les périodes les plus courtes, et les RRd possèdent deux périodes de pulsation superposées. Les RRab oscillent suivant leur mode fondamental de vibration ; leur courbe de lumière est asymétrique, avec une augmentation rapide de luminosité suivie d'une décroissance plus lente. L'amplitude est typiquement comprise entre 0,9 et 1,3 magnitude. Les RRc oscillent suivant la première harmonique de leurs modes de vibrations, mais avec une courbe de lumière bien plus régulière, en forme de sinusoïde. L'amplitude des oscillations n'excède pas 0,8 magnitude. Des oscillations plus irrégulières sont parfois observées, et sont en général signe du fait que plusieurs modes de vibrations (en général deux) se superposent. On parle alors de RRd, quand on observe la superposition des deux modes ci-dessus. Des irrégularités plus importantes, peut-être signes de la présence d'un troisième mode de vibration se trouvent également dans certaines étoiles de type RR Lyrae, comme XZ Cygni. Ces irrégularités sont connues sous le nom d'effet Blazhko, du nom de l'astronome soviétique Sergei Blazhko qui le premier le mit en évidence en 1907 avec l'étoile RW Draconis. Elles semblent liées à des effets dus au champ magnétique de l'astre. Étoiles pulsantes de même luminosité MV = 0.6 +/- 0.3 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Etoiles variables et étalons de distances RR Lyrae dans M3. Les étoiles de type RR Lyrae ont une période de variation de luminosité relativement courte, comprise entre 0,2 et 1,1 jour. Certaines peuvent ainsi être vues sur un cycle complet en une seule nuit (voir animation en lien externe ci-dessous). Ces étoiles sont des variables pulsantes placées sur la branche horizontale du diagramme de Hertzsprung-Russell, ayant une masse d'environ la moitié de celle du Soleil — notons toutefois que ces étoiles subissent une perte de masse importante avant d'atteindre le stade RR Lyrae, et sont donc formées à partir d'étoiles ayant une masse équivalente et même supérieure à celle du Soleil. Elles varient de manière similaire aux céphéides, avec toutefois quelques différences : Les RR Lyrae sont des étoiles relativement vieilles, dites de population II, de faible métallicité. Moins massives, elles sont donc plus nombreuses que les céphéides, mais moins lumineuses. La magnitude absolue moyenne d'une RR Lyrae typique est de +0,75 environ, soit 50 fois la luminosité solaire. Leur période est plus courte, en général moins d'une journée. Les RR Lyrae sont classées en trois types principaux : RRab, RRc et RRd. Les RRc sont celles possédant les périodes les plus courtes, et les RRd possèdent deux périodes de pulsation superposées. Les RRab oscillent suivant leur mode fondamental de vibration ; leur courbe de lumière est asymétrique, avec une augmentation rapide de luminosité suivie d'une décroissance plus lente. L'amplitude est typiquement comprise entre 0,9 et 1,3 magnitude. Les RRc oscillent suivant la première harmonique de leurs modes de vibrations, mais avec une courbe de lumière bien plus régulière, en forme de sinusoïde. L'amplitude des oscillations n'excède pas 0,8 magnitude. Des oscillations plus irrégulières sont parfois observées, et sont en général signe du fait que plusieurs modes de vibrations (en général deux) se superposent. On parle alors de RRd, quand on observe la superposition des deux modes ci-dessus. Des irrégularités plus importantes, peut-être signes de la présence d'un troisième mode de vibration se trouvent également dans certaines étoiles de type RR Lyrae, comme XZ Cygni. Ces irrégularités sont connues sous le nom d'effet Blazhko, du nom de l'astronome soviétique Sergei Blazhko qui le premier le mit en évidence en 1907 avec l'étoile RW Draconis. Elles semblent liées à des effets dus au champ magnétique de l'astre. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Distances des étoiles Evaluer la distances des étoiles, c’est nous placer dans l’Univers. Evaluer les distances par triangulation : méthode des parallaxes trigonométriques Unité des astronomes : le parsec ( km, u.a.) Permet de mesurer correctement jusqu’à 500 pc. Seule méthode directe de mesure des distances ! et pour mesurer plus loin : les parallaxes spectroscopiques avec les magnitudes absolues m - M = 5 log d - 5 les étalons secondaires : étoiles remarquables (céphéides, RR Lyrae, etc...) ( ) ... Loi de Hubble pour l’extragalactique Pour fausser le jeu : l’absorption interstellaire Découverte par Trumpler en 1930. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Luminosité des étoiles
# Dans le diagramme HR, la luminosité d’une étoile ou son énergie totale rayonnée est connue. Unité : Luminosité solaire L = 3, W. Le diagramme HR peut être en ordonnées, directement gradué en luminosités solaires. Module de distance pour une étoile de 15ème magnitude supergéante de M= -6 m-M=21 d = pc =25 d = pc # Inversement dans le diagramme HR, le placement d’une étoile par ses caractères spectraux donne sa distance. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Distances des amas d’étoiles dans le diagramme HR Deux grands groupes d’amas d’étoiles : ! amas ouverts ! amas globulaires La relation du module des distances est constante pour toutes les étoiles de l’amas considérées à la même distance. L’ajustement sur un diagramme HR conventionnel permet de trouver ce module puis la distance. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Diagramme HR Amas M11 La branche des géantes rouges La séquence principale Superposons ce graphique sur un diagramme HR en ajustant les échelles des coordonnées. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Diagramme HR Amas M11 Superposons les deux graphiques Mêmes échelles en abscisses et en ordonnées. Soit une étoile de l’amas de magnitude Supposons l’amas 10 fois plus près. Tous l’amas est décalé vers le haut de 5 magnitudes. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Diagramme HR Amas M11 On ajuste les séquences principales : Décalage des ordonnées : 13 magnitudes Pour chaque étoile de l'amas : m - M = 13 m - M = 5 log d - 5 d = 4000 pc pamas = 0,00025 " 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Le Point convergeant Les observations montrent que le Soleil par rapport aux étoiles voisines : - a une vitesse de 19,7 km/s - vers un point appelé Apex (a = 18h00 min, d = 30° ou l =56°, b = 23° dans la constellation d’Hercule. Méthode du point de convergence Cette méthode s’applique aux amas ouverts stables comme les Pléiades. Si on fait l’hypothèse raisonnable que l’amas n’est ni en expansion, ni en rotation et que toutes ses étoiles sont situées à une même distance de la Terre, celles-ci se déplacent alors parallèlement les unes aux autres : cette vitesse commune n’est autre que celle que possédait le nuage interstellaire qui leur a donné naissance. Par le même effet de perspective qui nous fait voir se rapprocher dans le lointain des rails de chemin de fer pourtant parallèles, les trajectoires des étoiles de l’amas semblent converger vers un même point du ciel (point de convergence). On détermine d’abord la composante radiale Vr de la vitesse V r des étoiles de l’amas en utilisant l’effet Doppler (une étoile « rougit » ou « bleuit » selon qu’elle s’éloigne ou se rapproche de nous), et on mesure l’angle μ de leur mouvement propre annuel. Connaissant l’angle λ entre les directions du point de convergence et de l’amas dans le ciel, on montre facilement que la distance d de l’amas est donnée en parsecs par : d = Vr . tgλ / (4,74 . μ) où μ est exprimé en secondes d’arc par an et Vr en km/s. On parvient à l’aide de cette méthode à déterminer des distances relativement précises jusqu’à environ 300 al. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Le Point convergeant Utilisation pour les Parallaxes statistiques. En un an, le Soleil s’est déplacé de s = 4 unités astronomiques qui sert de base de mesure. L’étoile proche semble avoir changé d’un angle u r = s sin q / sin u Formule des sinus Méthode du point de convergence Cette méthode s’applique aux amas ouverts stables comme les Pléiades. Si on fait l’hypothèse raisonnable que l’amas n’est ni en expansion, ni en rotation et que toutes ses étoiles sont situées à une même distance de la Terre, celles-ci se déplacent alors parallèlement les unes aux autres : cette vitesse commune n’est autre que celle que possédait le nuage interstellaire qui leur a donné naissance. Par le même effet de perspective qui nous fait voir se rapprocher dans le lointain des rails de chemin de fer pourtant parallèles, les trajectoires des étoiles de l’amas semblent converger vers un même point du ciel (point de convergence). On détermine d’abord la composante radiale Vr de la vitesse V r des étoiles de l’amas en utilisant l’effet Doppler (une étoile « rougit » ou « bleuit » selon qu’elle s’éloigne ou se rapproche de nous), et on mesure l’angle μ de leur mouvement propre annuel. Connaissant l’angle λ entre les directions du point de convergence et de l’amas dans le ciel, on montre facilement que la distance d de l’amas est donnée en parsecs par : d = Vr . tgλ / (4,74 . μ) où μ est exprimé en secondes d’arc par an et Vr en km/s. On parvient à l’aide de cette méthode à déterminer des distances relativement précises jusqu’à environ 300 al. Comme l’étoile a une vitesse propre, on fait une moyenne statistique sur les étoiles voisines ou d’un amas. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Mouvements propres et vitesses radiales Dans l’exemple précédent, les objets proches se déplacent par rapport aux objets lointains. On mesure l’angle de déplacement qui correspond à un mouvement tangentiel, perpendiculaire à la ligne de visée. Il s’exprime en secondes d’arc/an en ascension droite et déclinaison. Ce sont les mouvements propres : ma et md m2 = (ma cos d)2 + md2 Avec la distance, la valeur réelle est connue et peut être exprimée en km/s. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Mouvements propres et vitesses radiales Pour avoir la vitesse réelle par rapport au Soleil, il nous faut la vitesse dans la direction de l’objet ou vitesse radiale. La spectroscopie donne les vitesses radiales des objets par le décalage des raies et l’application de la formule de Doppler-Fizeau. Par convention, si l’objet s’approche, la vitesse est négative, positive pour l’éloignement. La vitesse totale est la combinaison de la vitesse radiale et de la vitesse obtenue par les mouvements propres. Cette vitesse n’est qu’une vitesse relative locale / au Soleil. Si l’on tient compte du mouvement du Soleil vers l’Apex, ce sont les vitesses propre par rapport au référentiel local appelé Référentiel local de repos (Local Standart of Rest). 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Vitesse des objets / au Soleil Mouvement propre : m2 = (ma cos d)2 + md2 V2 = VR2 + d2 m2 Où d est la distance du Soleil à l’étoile. Mais avec les bonnes unités. Dans les catalogues - ma, md en secondes d’arc VR en km/s d en parsces Etablir la formule pour homogénéiser les unités. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Amas ouverts proches, vitesses / soleil et distances
Mvts propres des Hyades En moyenne toutes les étoiles de l’amas ont le même vecteur vitesse v / Soleil. Les composantes tangentielles alors semblent toutes converger vers un même point : le point de convergence K. Composantes des vitesses - radiale : vR cos Q et vR sin Q - tangentielle : vt = m r vt v sin Q vR r = –– = –––––– = –– tan Q m m m Méthode des parallaxes cinématiques. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Structure de la Galaxie
2015/03/10 structure de notre Galaxie

Distribution des objets Objets brillants étoiles O, B, régions H II, amas, céphéides, supergéantes, amas globulaires. Plan de la Galaxie : - objets jeunes étoiles O, B, OB associations, régions H II, sont répartis suivant des bandes et sont donc partie des bras spiraux les étoiles plus tardives sont plus uniformément réparties Montrent une distribution dans des bras comme dans les galaxies extérieures spirales. La poussière interstellaire limite la vision à 3 à 4 kpc 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Distribution des objets Populations stellaires Population I Dans le plan de la Galaxie : objets jeunes, orbites presque circulaires, matériaux interstellaires (hydrogène, molécules, poussières) Population II En dehors du plan de la Galaxie : répartition sphérique, dans un halo symétrique s’étendant à 50 kpc et au-delà. La densité est plus dense vers le centre (bulbe) Peu de matière interstellaire, étoiles pauvre en métaux 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Rotation de la Galaxie Jan Hendrik Oort Pionnier de la rotation galactique Jan Oort Etablit les formules de la rotation différentielle. Vitesses orbitales vitesses relatives Comp. radiales Comp. tangentielles L'effet de la rotation différentielle sur les vitesses radiales et mouvements propres des étoiles. (a) Près du soleil les vitesses orbitales des étoiles diminuent vers l'extérieur dans la Galaxie. (b) La vitesse relative par rapport au Soleil est obtenue en soustrayant la vitesse solaire à partir des vecteurs de vitesse dans (a). (c) Les composantes radiales des vitesses par rapport au Soleil Cette composante disparaît pour les étoiles sur la même orbite que le Soleil. (d)Les composantes tangentielles des vitesses Effets de la rotation différentielle sur les vitesses radiales et tangentielles. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Rotation différentielle de la Galaxie
Bien marquée par les composantes des nuages d’hydrogène atomique (raie 21 cm) Fig The radial velocity as a function of distance (shown schematically) Fig Clouds at different distances have different velocities and therefore give rise to emission lines with different Doppler shifts. The observed flux density profile (continuous curve) is the sum of the line profiles of all the individual line profiles (dashed curtes). The numbers of the line profiles correspond to the clouds in the upper picture Vitesse radiale fonction de la distance 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Masse distribution et masse totale Par l’observation on connaît la vitesse de rotation à la distance R du centre galactique. Le Soleil est à 8.5 kpc du centre galactique et avance à 220 km/s Période de rotation ? Masse à l’intérieur de l’orbite du Soleil : Si l’on applique les lois de Kepler et Newton : V2 = GM/R La courbe de rotation, n’est pas en accord avec les lois de Kepler. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Le centre galactique Tout près de la source radio complexe Sagittarius A. associée à un trou noir supermassif d'environ 3 à 4 millions de masses solaires 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Le temps de voyage de la lumière Obspm Crédit : montage à partir d'images ESO & NASA Terre-Lune : 1,2 seconde Terre-Soleil : 8 minutes Soleil-Pluton : 5,5 heures Soleil-limite du système solaire (héliopause) : 17 heures Soleil-Proxima du Centaure : 4,2 années Soleil-Centre Galactique : années Voie Lactée-Andromède : 2,5 millions d'années Les galaxies lointaines : 6 à 13 milliards d'années 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Gaia et la structure de la Galaxie Performances scientifiques attendues de Gaia à l'échelle de notre galaxie, la Voie lactée (1 kpc = 1 kiloparsec soit 3 261 années-lumière). En arrière-plan une photo du disque de la Voie lactée qui fait environ 25 kpc de long, telle que nous la voyons de la Terre, c'est-à-dire par la tranche. 2015/03/10 structure de notre Galaxie

FIN 2015/03/10 structure de notre Galaxie

Au-delà du Système solaire

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