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