Un panorama panchromatique des toiles et des galaxies dans contexte cosmologique Vronique Buat maste

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Un panorama pan-chromatique des étoiles et des
galaxies dans contexte cosmologiqueVéronique
Buat master2-galaxies
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Le spectre électro-magnétique
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Une étoile le Soleil
4
Lémission du soleil un corps noir et des raies
dabsorptions
5
Classification spectrale et température des
étoiles
Emission
O B A F G
K M
Teff 50 000 10000
6000 4000 K
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Spectre des étoiles et modèle du corps noir
L 4 ? R2 ? T4 et ?(max) T cte T est liée à
la couleur de létoile
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Lévolution stellaire

• Plus une étoile est massive plus elle évolue vite

t 0
Soleil
Relation couleur - masse pour les étoiles
t 1010 ans
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Relation masse-durée de vie des étoiles
Diagramme de Hertzsprung-Russel (HR) relation
luminosité-température effective
Crabe
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Diagramme HR des étoiles proches
10
Une région de la Galaxie La constellation
dOrion vue en fonction de la longueur donde
visible
infrarouge
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Le rôle de l'extinction par la poussière
interstellaire

• Certaines zones sombres de la Voie Lactée
  indiquent déjà cet effet, est-ce un vide
  détoiles ou un obscurcissement?
• La diffusion (Rayleigh) par un gaz interstellaire
  étant plus efficace pour le bleu que le rouge,
  Kapteyn a utilisé le rougissement des étoiles
  pour mesurer un effet qui s'est révélé être
  négligeable
• En réalité, nous savons aujourd'hui que la
  lumière des étoiles est affectée par l'absorption
  par la poussière interstellaire plus que par la
  diffusion due au gaz. La dépendance en longueur
  d'onde de l'absorption par la poussière étant
  plus faible que celle de la diffuson de Rayleigh,
  le rougissement observé des étoiles en fonction
  de leur distance implique une bien plus grande
  quantité d'obscuration et donc des distances bien
  plus grandes des étoiles rougies Mais il faudra
  attendre 1930 pour que Trumpler le démontre par
  l'étude d'amas stellaire ouverts dont il a
  supposé qu'ils avaient tous la même taille pour
  en mesurer les distances.

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(No Transcript)
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Serpent ou nébuleuse S (Barnard 72), Edwin
Barnard ApJ (1919)On the Dark Markings of the
Sky with a Catalog of 182 such Objects Je
pense que certaines dentre elles vont bientôt
autant attirer lattention que les nébuleuses 
 Personne ne peut supposer un instant que cette
trace soit autre chose quun vide entre les
étoiles 
14
Les 110 nébuleuses du catalogue de Messier (1784)
15
Classication des Galaxies
Retour aux Origines
1926, ApJ 64, 321
1926, ApJ 64, 321
3 are irregular
2 sections ellipticals spirals
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La Séquence de Hubble dans le Visible
80 sont spirales
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Notre Galaxie
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La Voie Lactée en plusieurs longueurs donde
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La Voie Lactée
20
Un modèle pour La Voie Lactée
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Le Groupe Local
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Région de formation stellaire NGC 604 dans la
galaxieM33
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Spirales semblables (?) à la nôtre.
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Messier 74 en visible
et UV
25
Messier 81 en visible et en UV
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M31 en visible

• Dans le domaine visible, nous observons
  essentiellement des étoiles  froides  vers
  10000K (cest à dire a peu près comme le Soleil
  !)
• Le disque et le bulbe de M31 sont très lumineux à
  ces longueurs donde.

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M31 en ultraviolet

• Dans lultraviolet, on observe les jeunes étoiles
  chaudes qui se trouvent dans les bras des
  galaxies spirales où a lieu la formation
  stellaire récente.
• Le bulbe contient des étoiles plus vieilles et
  plus froides qui sont invisibles en UV
• LUV suit la formation stellaire récente.

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M31 en infrarouge

• Cette image prise par le satellite ISO à 175
  microns fait apparaître les zones de poussière
  chauffées par les étoiles jeunes
• Ce sont donc les bras de M31 que nous voyons ici
  (un peu comme en UV)
• UV et IR (100?m) sont des indicateurs de
  formation stellaire

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M31 en rayons X
2 degrés

• Habituellement, les galaxies normales (comme M31
  et la Voie Lactée) émettent très peu de rayons X.
• Emission X dans le disque provient de systèmes
  binaires en interaction / trou noirs ou de
  galaxies lointaines derrière M31

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M31 en continu radio

• Le cur et lanneau de M31 sont encore les plus
  lumineux.
• Lors de leur explosion, les supernovae émettent
  du rayonnement en radio (synchrotron des
  particules nucléaires à haute énergie, qui se
  déplacent dans des champs magnétiques, émettent
  des ondes il s'agit d'électrons se déplaçant
  dans un champ magnétique)

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La galaxie dAndromède M 31
UV
X
visible
radio
IR
32
M51 les chiens de chasse
UV
X
radio
visible
IR
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Le couple M81 M82
34
M82 en visible
35
Messier 82 en ultraviolet
36
Messier 82 en InfraRouge
37
(No Transcript)
38
Lenticulaire M104
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M87 galaxie elliptique géante au centre de
lamas de la Vierge
X
UV
radio
visible
IR
40
La forme des Galaxies nest donc pas
indépendante de la longueurdonde
41
Galaxies en interaction
42
galaxie de la roue de la charette
43
Les antennes NGC 4038 / NGC 4039
44
Un modèle schématique (et simpliste) des galaxies
spirales  normales 

• La distribution des populations stellaires dans
  les galaxies crée des changements morphologiques
  avec la longueur donde (la couleur)
• Les galaxies spirales typiques, comme la Voie
  Lactée ou Andromède, sont composées de 3 groupes
  bulbe (étoiles vieilles et rouges), disque
  (étoiles jeunes et bleues) et halo (étoiles
  vieilles et rouges).

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Un modèle simple dune galaxie spirale
Amas globulaires
halo
10000 a.l.
bulbe
disque
15000 a.l.
100000 a.l.
46
Le modèle observé dans le rouge
halo
bulbe
disque
47
Le modèle observé en ultraviolet
halo
bulbe
disque
48
Modèle schématique dune galaxie elliptique

• Les galaxies elliptiques contiennent une seule
  sorte détoile des étoiles vieilles et rouges.
• Il ny a plus de gaz et de poussière dans les
  galaxies elliptiques

49
Le modèle observé en ultraviolet et en rouge
rouge
UV
50
Lunivers lointain leffet du décalage spectral

• Tout ce que nous avons vu precedemment est
  valable dans lunivers local la longueur donde
  émise est la même que la longueur donde observée
  (?observée ?émis)
• Les galaxies lointaines subissent un décalage
  spectral z (en anglais redshift décalage vers
  le rouge) qui est croissant avec la vitesse
  déloignement (?observée gt ?émis)

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• La longueur donde démission est ?émis 0.5?m
• La longueur donde dobservation varie en
  fonction de la distance de la galaxie et se
  déplace dans le rouge puis dans linfrarouge.

?observée ?émis (z1)
?émis ?observée à z1
1.0?m
2.0?m
0.5?m
1.0?m
0.2?m
0.4?m
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HDF 4.550 se trouve à z 1, cest à dire environ
8 milliards dannées-lumière de la Terre.
z 1
Observation
Emission
R
I
U
V
UV
UV
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Quelques conséquences

• Le proche infrarouge est devenu indispensable
  pour étudier la lumière des galaxies lointaines
  émise dans le domaine visible.
• Il faut faire attention à linterprétation car
  les populations stellaires que nous voyons aux
  différentes longueurs donde ne sont pas les
  mêmes, il faut connaître les galaxies à diverses
  longueur dondes
• Il faut connaître la distance des galaxies pour
  mener une analyse astrophysique correcte
• Létude des galaxies dans lunivers local sert
  de référence à létude des galaxies plus
  lointaines pour lesquelles moins dinformations
  sont disponibles

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Le télescope Spatial Hubble et lunivers
lointain Le  Hubble Deep Field 

• Le Champ Profond du HST représente limage la
  plus profonde jamais enregistrée le temps de
  pose total représente 150 orbites du HST autour
  de la Terre et sept jours de pose continue. Les
  galaxies les plus faibles sont 4 milliards de
  fois plus faible que létoile la plus faible vue
  à lil nu.

55
Galaxies et cosmologie
Cosmic Microwave Background (radio, pique à 0.2
cm)
?
galaxies????????? 106
Fluctuations primordiales ????? ?T/T 10-5
56
Fluctuations primordiales ????? ?T/T 10-5
?
galaxies??????????? 106
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Matière et Energie dans lUnivers
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Schéma de la formation des galaxies selon le
paradigme actuel
Les paramètres cosmologiques (densités d'énergie,
constante de Hubble mesurant la
rapidité d'expansion) sont relativement bien
établis, même s'il reste de nombreuses
questions Le comportement de la matière sombre
est paradoxalement plus facile à modéliser (seule
interact- ion à agir gravité), bien que
sa nature reste inconnue. La difficulté qui
résiste le plus est finalement plutôt la physique
de la naissance des étoiles, 10 des baryons
aujourd'hui, i.e. 0.5 de la densité d'énergie
de l'univers !
59
z 5 Age 1.2 Gyr
Simulations numériques de la formation des
structures
Simulations Romain Teyssier
60
z 5 Age 1.2 Gyr
z 2 Age 3.5 Gyr
Simulations Romain Teyssier
61
z 5 Age 1.2 Gyr
z 2 Age 3.5 Gyr
z 1 Age 5.8 Gyr
Simulations numériques de lévolution des
structures
Simulations Romain Teyssier
62
z 5 Age 1.2 Gyr
z 2 Age 3.5 Gyr
z 1 Age 5.8 Gyr
z 0 Age 13.8 Gyr
Simulations Romain Teyssier
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z 5 lunivers a 1,2 milliards dannées
z 2 lunivers a 3,5 milliards dannées
z 1 lunivers a 6,2 milliards dannées
z 0 lunivers a 14,5 milliards dannées
300 millions dannées lumière
Uniquement matière noire boîte 100 Mpc/h
LCDM
Simulations R. Teyssier (SAp)
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Lobservation dans un angle solide donné
La distribution en distance (redshift) des
galaxies dans un relevé effectué dans un (grand)
angle solide donné étude de la distribution
spatiale des galaxies
65
Programme des prochaines séances

• Lobservation des galaxies de lultraviolet au
  domaine radio (photométrie, spectroscopie)
• Les paramètres déduits des observations
  populations stellaires, contenu gazeux,
  poussières
• Les modèles de synthèse de populations stellaires
  dans les galaxies pour interpréter les données
• Galaxies et cosmologie
• Et de nombreux articles, livres et recherches

66
The End