La Voie Lactée
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La Voie Lactée
C’est notre galaxie.
Comment est-elle?
Quelle est sa taille?
Sa forme?
Où nous situons-nous en son
sein?
Comment en est-on arrivé là?
La Voie Lactée apparaît comme une bande à travers le ciel.Cela nous informe sur sa forme.Que peut-on faire d’autre pour déterminer sa forme?Déterminer la densité stellaire (nombre d’étoiles) dans différentes directions!
nous - soleil, le système solaire
Euh, cela ne semble pas correct
Qu’est-ce qui ne marche pas?
Il y a trop de choses (poussières, gaz) dans le disque de la galaxie pour voir très loin
Est-ce une mission impossible?
Détour - retour aux étoiles supergéantes et
géantes rouges situées sur dans la bande
d’instabilité sur le diagramme HR
Qu’est ce que ça
signifie?
Elles sont instables-elles
ne sont pas en équilibre
hydrostatique.
Elles pulsent!Il en existe deux types principaux
Bande d’instabilité
Céphéides
RR Lyrae
Les étoiles variables CéphéidesPulseurs de masse élevée - 3 à 10 masses solairesPériodes longues de pulsation - de quelques jours à plus de 100Très lumineuses - 10 000 à 100 000 fois le Soleil
Les Céphéides sont parmi les étoiles les PLUS importantesPourquoi?
1. Elles sont très brillantes - visibles sur de grandes distances, repérables dans les galaxies éloignées.2. Elles ont une relation Période - Luminosité!La période de pulsation est corrélée à la brillance moyenne (Luminosité ou magnitude absolue)
Et ensuite?Elles permettent de mesurer les distances d’autres galaxies!Comment?
Trouver des Céphéides Déterminer leur période
Introduire la période dans la relation P-L, ce qui fournit la magnitude absolue.Introduire dans la formule avec la magnitude apparentem-M=-5+5 log (d) Et vous obtenez la distance (d).Facile! Complication - 2 types de Céphéides - Riches en métal (I), Pauvres (II)
Les étoiles variables RR LyraeComparables aux Céphéides
mais plus petites et plus faibles
Masse < masse solaire
Période < 1 jour
Luminosité plus faible
Pauvre en métaux
Utilisées pour les distances proches
Comment cela nous aide-t-il à imaginer l’aspect de la Voie Lactée?
Nous y venons….
Les amas stellairesDeux types principaux - amas ouverts et globulaires
Amas globulaires
1 000 000 d’étoiles
Largeur 25 pc - densité élevée!
Etoiles vieilles et froides
Pauvres en métaux
Situés loin du disque galactique
Contiennent RR Lyrae et Céphéides de type II
Amas ouverts
Quelques milliers d’étoiles
Largeur 30 pc
Etoiles jeunes et chaudes
Riches en métaux
Situés dans le disque galactique
Contiennent Céphéides de type I
Revenons à la question: Comment pouvons noussavoir à quoi ressemble la Voie Lactée?Suivons la démarche d’Harlow Shapley
Nous ne pouvons regarder dans la disque donc regardons hors du disque - regardons les amas globulaires!A quoi cela va-t-il nous servir?Les amas globulaires contiennent des Céphéides de Type II et des RR Lyrae - on peut ainsi mesurer leur distance (et ainsi les distances des amas).On obtient la cartographie de ces amas…..
Ainsi le soleil est très loin du centre, ce qui est confirmé par des observationsrécentes.
Soleil 7500 pc du centre
Bulbe
Disque
Halo
Amas globulaires
Large de 100 000 années-lumièreou 30 000 pc (30 kiloparsecs)
Le bulbe
- Le centre de la galaxie contient le noyau- Dans le direction du Sagittaire- Trop loin pour être observé facilement- On utilise des téléscopes pour la lumière non-visible
Source Radio dans le centre, Sgr A
Object au centre exact, Sgr A*
Qu’y a-t-il au milieu?Suivons le mouvement des objets près de Sgr A*
Des étoiles orbitent autour du centreP = 15.7 ansa = 860 AULa loi de Kepler donne une masse de 2.6 millions de masses solaires!Qu’est-ce que ça peut être?
Le disque
Le soleil se situe à 7.5 kpc du centre
Il a un diamètre de 30 kpc
Une épaisseur de 300 pc
Il contient beaucoup d’étoiles,
du gaz et de la poussières
Il est difficile de voir à travers.
Notre galaxie possède des bras spiralés, combien?
Question difficile.
Comment pouvons-nous y répondre?
Pour repérer les bras spiralés, cherchez les régions où se forment de nouvelles étoiles!
Les traceurs de bras spiralés - objets associés avec la formation d’étoiles à grande échelle:
•Géantes bleues
•Régions H II
•Restes de Supernova
•Des amas ouverts très jeunes.
Mais la réponse est…….
Nous ne savons pas!
Rotation du disque
Elle est mesurée en observant la matière principale du disque, le gaz H I ou hydrogène neutre qui est observable à 21 cm(radio telescopes)Que voit-on?
Vitesse su soleil = 220 km/s225 m.a. pour une orbiteOrbite?Peut-on utiliser la loi de Kepler?Bien sûr!
La troisième loi de Kepler - Mgalaxie = a3/p2 (Mgalaxie est la masse contenue par notre orbite, a=distance, p=période)Pour la position du soleil, la masse correspond à 100 milliards de masses solaires.La masse totale est proche d’un 1 trillion de masses solaires.Il ya un problème- regardez la courbe de rotation
Les orbites tendent à avoir une vitesse décroissante avec la distance.Pourquoi la vitesse reste-elle constante quand la distance augmente?Cela est dû à de la masse dans la partie externe de la galaxie.Beaucoup de masse à la périphérie!
La matière sombre
Le mouvement des galaxies indique la présence de grandes
quantités de masse.
Mais les galaxies ne sont pas très lumineuses (elles ne sont
pas brillantes aux extrémités, seulement près du centre).
On trouve des indications de grandes quantités de matière
sombre dans presque chaque galaxie.
On y reviendra, on a d’abord un autre problème….
Les mouvements des bras spiralés.
Si les bras suivaient la courbe de rotation, ils disparaîtraient
rapidement.
Solution?
Les bras spiraux bougent indépendamment!Les bras spiraux sont un onde de densité qui se déplace à
travers à sa propre vitesse, dans une direction propre.
Le Jogger nu
La circulation va vers la droite, le jogger vers la gauche
Il y a une compression près du jogger mais la circulation continue
La zone de compression se déplace avec le jogger
Que cela a-t-il à voir avec les bras spiraux?
Voitures - materiel dans la galaxie (gaz, poussières,
étoiles)
Jogger - onde de densité
Région de compression - Bras spiralé (formation
d’étoiles)
Rappelez-vous - les bras bougent
indépendamment
Halo
La zone éloignée du disque
Là où se trouvent les amas globulaires
Là où il y a beaucoup de matière sombre
C’est tout ce qu’on peut dire du halo...
Populations stellaires
Les étoiles convertissent les éléments légers en éléments lourds
Elles meurent et dispersent leurs éléments dans l’espace
Ce matériel se trouve incorporé dans de nouvelles étoiles
Résultat - chaque nouvelle génération d’étoiles
contient plus de métaux .
Un métal = tout autre élément qu’hydrogène et
hélium
Etoiles de Population I
Etoiles chimiquement comparables au soleil
Jeunes et chaudes
Amas ouverts, Céphéides Type I
Concentration élévée en métaux
Associées avec les processus actifs de formation d’étoiles
Etoiles de Population
II
Différentes du soleil
Vieilles et froides
Amas globulaires, Céphéides
Type II et RR Lyras
Concentration faible en métaux
Pas de formation active
d’étoiles