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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
PHY 6790 Astronomie galactique
PHY 6790 Astronomie galactique
Cours 1: Introduction
Propriétés de base de la Galaxie Formation & Évolution
(survol)
Cours 1: Introduction
Propriétés de base de la Galaxie Formation & Évolution
(survol)
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La Voie Lactée La Voie Lactée (1)(1)
La Voie Lactée La Voie Lactée (1)(1)
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La Voie Lactée La Voie Lactée (2)(2)
La Voie Lactée La Voie Lactée (2)(2)
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Images de la Voie Lactée
Centre dans le visible
AV ~ 30 mag.!
Centre dans le visible
AV ~ 30 mag.!
Vue de COBE
dans l’IR
Vue de COBE
dans l’IR
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Modèle de KapteynModèle de Kapteyn
Modèle et échelle de l’univers de Kapteyn – 1918Modèle et échelle de l’univers de Kapteyn – 1918
Modèle héliocentrique – 150 ans après HerschelModèle héliocentrique – 150 ans après Herschel
facteur x2
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Modèle de Shapley (1918)Modèle de Shapley (1918)
• Les amas ne sont pas Les amas ne sont pas distribués distribués uniformément en uniformément en longitudelongitude mais mais
il y a une forte il y a une forte concentration dans la concentration dans la direction du direction du SagittaireSagittaire
• Les amas ne sont pas Les amas ne sont pas distribués distribués uniformément en uniformément en longitudelongitude mais mais
il y a une forte il y a une forte concentration dans la concentration dans la direction du direction du SagittaireSagittaire
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Modèle de Shapley (1918)Modèle de Shapley (1918)
• Les amas sont distribués uniformément en latitude, c’est-à-dire de chaque côté du plan de la Galaxie
• Les amas sont distribués uniformément en latitude, c’est-à-dire de chaque côté du plan de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
Composantes de la Galaxie
~ 8 kpc~ 8 kpc
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Composantes de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
Composantes de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
Composantes de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
Composantes de la Galaxie
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueComposantes de la
GalaxieComposantes de la
Galaxie
Position du Soleil
bulbe & disque mince
disque épais
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Composantes de la Galaxie
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Composantes de la Galaxie
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Formation & évolution de la Galaxie
Formation & évolution de la Galaxie
• Des observations récentes suggèrent que la MW s’est formée par l’agrégation d’étoiles et de gaz provenant d’un réservoir de petites galaxies formées précédemment (amoncellement hiérarchique)
• Ce modèle a supplanté le modèle de l’effondrement monolithique rapide (108 a.) (Eggen, Lynden-Bell & Sandage 1962)
• Des observations récentes suggèrent que la MW s’est formée par l’agrégation d’étoiles et de gaz provenant d’un réservoir de petites galaxies formées précédemment (amoncellement hiérarchique)
• Ce modèle a supplanté le modèle de l’effondrement monolithique rapide (108 a.) (Eggen, Lynden-Bell & Sandage 1962)
• Début du processus ~12 x 109 années
• 2 lignes d’évolution:1) Une dans le halo et
le bulbe tournant lentement
2) Une dans le disque tournant rapidement
• Âge du disque ~ 10 x 109 années
• Début du processus ~12 x 109 années
• 2 lignes d’évolution:1) Une dans le halo et
le bulbe tournant lentement
2) Une dans le disque tournant rapidement
• Âge du disque ~ 10 x 109 années
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Formation & évolution de la Galaxie
Formation & évolution de la Galaxie
• Existence d’un disque mince et d’un disque épais montre que le merger de satellites est un processus continu depuis la formation de la galaxie
• Ex: Sagittarius
• Existence d’un disque mince et d’un disque épais montre que le merger de satellites est un processus continu depuis la formation de la galaxie
• Ex: Sagittarius Sujet de séminaire
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Formation & évolution de la Galaxie
Formation & évolution de la Galaxie
• Les efforts de l’astronomie galactique présentement est d’étudier cette hiérarchie de structures
• Voir: Hartwick 1996, Unsolved Problems of the Milky Way, IAU Symp. 169
• Les efforts de l’astronomie galactique présentement est d’étudier cette hiérarchie de structures
• Voir: Hartwick 1996, Unsolved Problems of the Milky Way, IAU Symp. 169
• Les étoiles appartenant aux différentes composantes sont triées par leur cinématique
• disque mince < 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/10
• Disque épais > 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/3
• Halo vx ~ vy ~ vz
• Les étoiles appartenant aux différentes composantes sont triées par leur cinématique
• disque mince < 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/10
• Disque épais > 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/3
• Halo vx ~ vy ~ vz
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Concept de populations stellaires
Concept de populations stellaires
• En 1940, Walter Baade observe M31 et s’aperçoit que les étoiles brillantes du bulbe et du halo ont des couleurs plus rouges que celles des bras spiraux.
• En 1940, Walter Baade observe M31 et s’aperçoit que les étoiles brillantes du bulbe et du halo ont des couleurs plus rouges que celles des bras spiraux.
• Les diagrammes couleur-magnitude (HR) et les distributions spatiales montrent l’existence de deux groupes distincts d’étoiles (concept de populations: I & II)
• Les diagrammes couleur-magnitude (HR) et les distributions spatiales montrent l’existence de deux groupes distincts d’étoiles (concept de populations: I & II)
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Composantes de la GalaxieComposantes de la Galaxie
DISQUE:1. aplati, D ~ 30-40
kpc2. * jeunes (pop I)
Z ~ 400 pc+
3. gaz & poussière Z ~ 100 pc
+3. * + jeunes dans
les bras spiraux
DISQUE:1. aplati, D ~ 30-40
kpc2. * jeunes (pop I)
Z ~ 400 pc+
3. gaz & poussière Z ~ 100 pc
+3. * + jeunes dans
les bras spiraux
BULBE:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)
BULBE:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)
HALO:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)3. amas globulaires:
amas d’étoiles 105-107 Msoleil
HALO:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)3. amas globulaires:
amas d’étoiles 105-107 Msoleil
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueComposantes de la
GalaxieComposantes de la
Galaxie
• Les objets de population II voyagent sur des orbites dans toutes les directions
• La métallicité moyenne est C > B > A
• Les objets de population II voyagent sur des orbites dans toutes les directions
• La métallicité moyenne est C > B > A
• z vs type spectral (GC: amas globulaires; LPV: long period variables; RR: RR Lyraes; WD: white dwarfs)
• Dispersion des vitesses pour types spectraux early & late
• z vs type spectral (GC: amas globulaires; LPV: long period variables; RR: RR Lyraes; WD: white dwarfs)
• Dispersion des vitesses pour types spectraux early & late
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Populations stellairesPopulations stellaires
Pop I pas homogène
1. Étoiles jeunes près du plan
2. Étoiles vieilles dans un disque plus épais
Pop I pas homogène
1. Étoiles jeunes près du plan
2. Étoiles vieilles dans un disque plus épais
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Composantes de la Galaxie
Composantes de la Galaxie
• Il y a une relation directe entre vrot et z (cinématique disque-bulbe-halo) et l’abondance montrant l’histoire de formation différente de chacune des composantes
• Il y a une relation directe entre vrot et z (cinématique disque-bulbe-halo) et l’abondance montrant l’histoire de formation différente de chacune des composantes
Gilmore et al. 1989Gilmore et al. 1989
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Composantes de la Galaxie
Composantes de la Galaxie
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Populations stellairesPopulations stellaires
Propriétés Pop I jeune Pop I vieille Pop II
orbites
distributionconcentration
vitesses (km/sec)épaisseur (pc)
éléments lourds (%)masse (Msoleil)
âge (années)
circulaires
platebras spiraux
8-20~1002-4
2 x 109
0-108
allongées & perturbées
intermédiairedisque régulier
20-100~400-600
0.4-21011
109
elliptiques
sphériquebulbe & halo
100-200 >2000
0.12 x 1010
1010
objets typiques amas ouvertsassociations OBgaz & poussière
régions HII
étoiles Anébuleuses planétaires
novae
amas globulairesRR Lyrae
(P > 0.4 j.)
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Milieu interstellaireMilieu interstellaire
pas distribués uniformément
gaz & poussièrenuages denses à différents T
4 types de région1. nuages moléculaires2. nuages HI3. Régions HII4. Super-bulles
pas distribués uniformément
gaz & poussièrenuages denses à différents T
4 types de région1. nuages moléculaires2. nuages HI3. Régions HII4. Super-bulles
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Milieu interstellaire Nuages moléculairesMilieu interstellaire Nuages moléculaires
temp. ~ 10 K régions froides et denses de
poussière & de gaz plusieurs molécules: H2, OH,
CO, H2O, CH3CH2OH (alcool éthylique) ~ 50 types de molécules
denses formation d’étoiles
*O,B chauffent les nuagesmoléculaires
régions HII
temp. ~ 10 K régions froides et denses de
poussière & de gaz plusieurs molécules: H2, OH,
CO, H2O, CH3CH2OH (alcool éthylique) ~ 50 types de molécules
denses formation d’étoiles
*O,B chauffent les nuagesmoléculaires
régions HII
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Milieu interstellaire Nuages moléculairesMilieu interstellaire Nuages moléculaires
La poussière agit comme catalyseur dans la formation de molécules: les différents éléments se rassemblent à la surface des
grains les grains protègent les molécules contre le rayonnement
UV des * chaudes qui dissocierait les molécules
Plus une région est dense et froide (pas d’excitation thermique), plus il est facile à des étoiles de se former par effondrement gravitationnel
La poussière agit comme catalyseur dans la formation de molécules: les différents éléments se rassemblent à la surface des
grains les grains protègent les molécules contre le rayonnement
UV des * chaudes qui dissocierait les molécules
Plus une région est dense et froide (pas d’excitation thermique), plus il est facile à des étoiles de se former par effondrement gravitationnel
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Milieu interstellaire Nuages HI
Milieu interstellaire Nuages HI
temp. ~ 100 K hydrogène neutre HI
gaz le plus abondant
temp. ~ 100 K hydrogène neutre HI
gaz le plus abondant
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Milieu interstellaire Nuages HI
Milieu interstellaire Nuages HI
• Tout comme on a vu dans les galaxies extérieures (ex.: UGC 7170), le disque HI de la Galaxie est gauchi (warped) et épaissit vers l’extérieur
• Tout comme on a vu dans les galaxies extérieures (ex.: UGC 7170), le disque HI de la Galaxie est gauchi (warped) et épaissit vers l’extérieur
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Milieu interstellaire Nuages HI
Milieu interstellaire Nuages HI
HVCsSujet de séminaire
HVCsSujet de séminaire
Magellanic StreamSujet de séminaire
Magellanic StreamSujet de séminaire
Sagittarius dSphSujet de séminaire
Sagittarius dSphSujet de séminaire
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Milieu interstellaire Régions HII
Milieu interstellaire Régions HII
temp.: 10 000 K entourent les *
chaudes O &B photons UV des * OB
ionisent l’hydrogène
*O 10-100 pc
diamètres *B 1-10 pc
temp.: 10 000 K entourent les *
chaudes O &B photons UV des * OB
ionisent l’hydrogène
*O 10-100 pc
diamètres *B 1-10 pc
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Milieu interstellaire Super-bulles
Milieu interstellaire Super-bulles
temp. ~ 106 K (rayons X) produit par les SN
temp. ~ 106 K (rayons X) produit par les SN
Canadian Galactic Plane Survey
Canadian Galactic Plane Survey
Sujet de séminaireSujet de séminaire
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Milieu interstellaireMilieu interstellaire
Mgaz/M* ~ 10%
Mpoussière/Mgaz ~ 1%
Mgaz ~ 1010 Msoleil
Mpoussière ~ 108 Msoleil
Mgaz/M* ~ 10%
Mpoussière/Mgaz ~ 1%
Mgaz ~ 1010 Msoleil
Mpoussière ~ 108 Msoleil
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Outils pour étudier la Galaxie
Outils pour étudier la Galaxie
• Star counts: jusqu’à ~1980, pas très utile à cause des problèmes d’extinction dans le visible, mais depuis ~25 ans:
1. On peut travailler dans l’infra-rouge2. On a des machines à mesurer rapides &
des ordinateurs3. On a des modèles de la MW basés sur
l’observation d’autres galaxies qui peuvent prédire les comptes attendus
• Star counts: jusqu’à ~1980, pas très utile à cause des problèmes d’extinction dans le visible, mais depuis ~25 ans:
1. On peut travailler dans l’infra-rouge2. On a des machines à mesurer rapides &
des ordinateurs3. On a des modèles de la MW basés sur
l’observation d’autres galaxies qui peuvent prédire les comptes attendus
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Outils pour étudier la Galaxie
Outils pour étudier la Galaxie
• Spectroscopie:1. Donne des vitesses radiales (structure)2. Donne des abondances (formation & évolution)3. Mais … time consuming – il faut donc bien définir
les échantillons à partir de modèles (modèle de la MW différent de ce qu’on voit dans les galaxies extérieures !!! – dernier chapitre)
• Spectroscopie:1. Donne des vitesses radiales (structure)2. Donne des abondances (formation & évolution)3. Mais … time consuming – il faut donc bien définir
les échantillons à partir de modèles (modèle de la MW différent de ce qu’on voit dans les galaxies extérieures !!! – dernier chapitre)
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Photométrie de surfacePhotométrie de surface
• Il faut oublier le visible• IR lointain est dominé par le
rayonnement de la poussière• Bande optimale: IR proche (2-4 m), où
les * émettent une fraction importante de leur luminosité (très peu dans l’IR moyen & lointain)
• Absorption n’est pas nulle à 2-4 m. Il faut corriger en se basant sur l’observation du MIS (HI, CO, etc)
• Il faut oublier le visible• IR lointain est dominé par le
rayonnement de la poussière• Bande optimale: IR proche (2-4 m), où
les * émettent une fraction importante de leur luminosité (très peu dans l’IR moyen & lointain)
• Absorption n’est pas nulle à 2-4 m. Il faut corriger en se basant sur l’observation du MIS (HI, CO, etc)
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Photométrie de surfacePhotométrie de surface
Binney & Tremaine 1987Binney & Tremaine 1987
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Photométrie de surfacePhotométrie de surface