INTRODUCTION A LASTROPHYSIQUE
INTRODUCTION A. L'ASTROPHYSIQUE. Frédéric Courbin. Georges Meylan. Laboratoire d'astrophysique. École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL).
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1.2 l'astrophysique est-elle une science ? Jan-2012. Hervé Dole IAS - L3 magistère de physque fondamentale - astrophysique. 2. 1.1 nuit
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Comme on aime souvent à le dire l'astronomie est la plus vieille science du monde Elle décrit les astres et leurs mouvements et s'attache à découvrir la
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Introduction à l'astrophysique Galaxies et cosmologie Julien Montillaud Printemps 2014 Master Science de la Matière – 1ère année P2N
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Introduction L'astrophysique a pour objectif de comprendre la physique de l'origine de la structure et de l'évolution des astres et même celle de
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Introduction : qu'est-ce que l'astrophysique ? Page 3 Quelques astrophysiciens Hubert Reeves Le professeur Calys
Quelle est la définition de astrophysique ?
Partie de l'astronomie qui étudie la nature physique, la formation et l'évolution des astres.Quelle est la définition de astrophysicien ?
Scientifique de haut niveau, l'astrophysicien étudie les étoiles et les planètes afin de comprendre le fonctionnement de l'univers.Quel est le rôle d'un astrophysicien ?
Le métier d'astrophysicien consiste à étudier les étoiles et les planètes. Les recherches et les analyses de l'astrophysicien permettent de mieux connaître la formation et l'évolution de l'univers ou de contribuer à certaines missions spatiales d'exploration.- Aujourd'hui, l'astrophysique comporte de multiples branches faisant intervenir la physique atomique et moléculaire, la physique nucléaire, la physique des particules, la théorie de la relativité générale, la physique des plasmas avec la MHD et bien sûr la physique quantique, la thermodynamique, la mécanique statistique
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1Introduction à l'astrophysique
Galaxies et cosmologieGalaxies et cosmologie
Julien Montillaud
Printemps 2014Master Science de la Matière - 1ère année P2N UE "Physique Quantique, introduction à l'astrophysique"2Plan global Plan global (10 séances)(10 séances)
Chapitre 1 : Les galaxies
I. Vue d'ensemble
II. La Voie Lactée
III. Instabilités gravitationnelles
→ 3 séances (18 Fev + 20 Fev + 13 Mar)Chapitre 2 : Introduction à la cosmologie
I. Contexte et motivations
II. Dynamique universelle : l'Univers est en expansionIII. Le fond diffus cosmologique
IV. L'abondance des éléments légers
→ 2 séances (18 Mar + 20 Mar) Activité pratique : mise en oeuvre de l'étude de Vera-Ciro & Helmi (2005) → 4 séances (6-7 Mai) Controle : présentation d'un article de recherche en lien avec le cours → 1 séance (8 Avril)1 séance = 1h20
3Chapitre 1Chapitre 1
Les galaxies
0. Objectifs pédagogiques
I. Vue d'ensemble
I.1 Éléments historiques
I.2 Des systèmes complexes
I.3 Des briques élémentaires
II. La Voie Lactée
III.1 Structures principales - composition
III.2 Évolution chimique
III.3 Comprendre l'histoire de la VL
III.4 La VL dans son environnement
III. Instabilité gravitationnelle
Cours au tableau noir
40. Objectifs pédagogiques0. Objectifs pédagogiques
Culture scientifique :
- Savoir expliquer ce qu'est une galaxie, - Connaître les principaux ordres de grandeurs, - Connaître la distribution approximative de la masse de la Voie Lactée dans ses structures (morphologie) et ses composantes (gaz, étoiles, ...)- Connaître les principaux outils observationnels et de modélisation utilisés pour étudier
les galaxies, - Notion de population stellaire, - Notion de métallicité : définition, processus physique associésCompétences scientifiques :
- Savoir reconnaître une galaxie d'après sa morphologie, - Savoir identifier les principales structures composant une galaxie, - Compréhension et capacité à utiliser les liens entre distribution de masse et potentiel de gravitation, - Savoir utiliser la métallicité comme outil de diagnostiqueCulture numérique :
- Connaître les méthodes classiques de modélisation de la dynamique des galaxies5I. Vue d'ensembleI. Vue d'ensemble
I. Vue d'ensemble
I.1 Éléments historiques
I.2 Les galaxies en tant que systèmes complexes I.3 Les galaxies en tant que briques élémentairesI.4 Aspects observationnels
II. La Voie Lactée
III. Instabilité gravitationnelle
6I. Vue d'ensembleI. Vue d'ensemble
I.1 Éléments historiques : la Voie LactéeI.1 Éléments historiques : la Voie Lactée1784 - William Herschel propose une nouvelle structure astronomique : La Galaxie
Méthode = comptage d'étoiles
Perfectionnement par Kapteyn (1905)
1838 - Bessel : 1ère mesure de parallaxe
~1850-1900 - développement des distances photométriques - Kirchhoff 1859 : spectres de raies - Secchi 1868 : classification des spectres stellaires - Schwarzschild 1890 : théorie atmosphères stellaires - Planck 1906 : corps noir ⇒ Shapley 1918 : dimension de l' "Univers"À voir / à faire :
7I. Vue d'ensembleI. Vue d'ensemble
I.1 Éléments historiques : la Voie LactéeI.1 Éléments historiques : la Voie Lactée1913 - Hertzsprung et Russel
1920 - Lindblad : interprétation des bras spiraux comme ondes de densité
8I. Vue d'ensembleI. Vue d'ensemble
I.1 Éléments historiques : les autres galaxiesI.1 Éléments historiques : les autres galaxies
1912 - Miss Leavitt : relation période - luminosité des Céphéïdes
1917 - Curtis et Ritchey : novae dans les spirales
1920 - grand débat Shapley (in) vs. Curtiss (out)
1923 - Hubble : une Céphéïde dans M31
1925 - Hubble : classification morphologique des galaxies
1929 - Loi de Hubble
9I. Vue d'ensembleI. Vue d'ensemble
I.2 Les galaxies en tant que systèmes complexesI.2 Les galaxies en tant que systèmes complexesBras spiralBarre
Bras spiralFlambée de
formation stellaire,étoiles jeunesÉtoiles vieilles
Nuages moléculaires géants :
Gaz et poussière interstellaires
10I. Vue d'ensembleI. Vue d'ensemble
I.3 Les galaxies en tant que briques élémentairesI.3 Les galaxies en tant que briques élémentaires
11I. Vue d'ensembleI. Vue d'ensemble
I.4 Aspects observationnelsI.4 Aspects observationnels12II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
I. Vue d'ensemble
II. La Voie Lactée
II.1 Structures principales et composition
II.2 Évolution chimique
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnement
III. Instabilité gravitationnelle
13II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.1 Structures principales - CompositionII.1 Structures principales - Composition Position particulière du Soleil dans le disque de la Voie Lactée : ⇒ émission bien visible dans le ciel nocture ⇒ MAIS structure difficile à observer14II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.1 Structures principales - CompositionII.1 Structures principales - CompositionLa Voie Lactée dans le domaine IR proche, vue par 2MASS : dominée par l'émission des étoiles
La Voie Lactée à 656.28 nm (H-Alpha Sky Survey) : dominée par l'émission du gaz chaud15II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.1 Structures principales - CompositionII.1 Structures principales - Composition16II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.1 Structures principales - CompositionII.1 Structures principales - CompositionHistoriquement, 1ère
observation directe de la structure du gaz par l'émission HI À 21 cm (=hydrogène atomique) * Intensité ~ densité HI * Profil de raie ⇒ vitesse(s) radiale(s) ⇒ distances17II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.1 Structures principales - CompositionII.1 Structures principales - Composition [Gyr]Hz[pc]MembresDisque mince2e10 /
6e10- / 38 / 20>-0.1 /
-0.5à+0.1<2 / <1050 /325Régions HII /
*A, F Disque épais<1e10~1550-0.6à-0.414-171400Amas, *G, MBulbe/barre1e103120-1à+10-17400*M
Halo stellaire1e9~190-4.5à-0.514-173000Amas glob.Halo sombre2e11?-?-?1e5??
HI4e9----~50-
HII8e7----~50-
H23e8----~50-
Poussière4e7----~50-
Écart prévision - observation interprété en termes de "halo de matière noire"18II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
I. Vue d'ensemble
II. La Voie Lactée
II.1 Structures principales et composition
II.2 Évolution chimique
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnement
III. Instabilité gravitationnelle
19II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.2 Évolution chimiqueII.2 Évolution chimique Notion de "métallicité" : dans le contexte astrophysique, métal = Z>2 (!!!) ⇒ métallicité = mesure de l'abondance en éléments (un peu) lourdsBeaucoup utilisés :
[Fe/H] = log(NFe/NH) - log(NFe/NH)solaire [/H] = log(N/NH) - log(N/NH)solaire [/Fe] = log(N/NFe) - log(N/NFe)solaire = O, Ne, Mg, Si, Ca, Ti (et/ou) Pratique : possible de se baser sur la détection de raies dans les spectres stellaires Problème : confusion fréquente entre plusieurs définitionsOrdre de grandeurs :
[Fe/H] = -4.5 : étoiles les plus pauvres connues dans la Voie Lactée [Fe/H] = +0.3 : métallicité double du Soleil [Fe/H] = +1.0 : étoiles riches20II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.2 Évolution chimiqueII.2 Évolution chimique21II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.2 Évolution chimiqueII.2 Évolution chimique http://www.cosmovisions.com/nusy.htmCycle proton-protonCycle CNO (cycle catalytique)Formation d'Hélium au coeur des étoiles sur la séquence principale :
Formation des éléments au coeur des étoiles évoluées : X consomméT [K]Étoile 0.3 MsunÉtoile 1 MsunÉtoile 25 MsunH4 - 15 - 40 e6~800 Gyr10-12 Gyr7 Myr
He1e8-~200 Myr500000 ans
C1e9--200 ans
Ne1.2e9--1 an
O2e9--5 mois
Si3e9--~ 1jour
22II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.2 Évolution chimiqueII.2 Évolution chimique Fe = max de stabilité ⇒ pas de fusion au-delà ⇒ explosion en SN II ⇒ bombardement intense de neutron ⇒ nucléosynthèse explosive ⇒ libération de tous les éléments dans le MISSNII : forte proportion en éléments alpha
Temps caractéristiques ~ qq Myr
Accrétion de gaz par une étoile dégénérée jusqu'àM>1.44 Msun
⇒ supernova thermonucléaire (= SN Ia)SN Ia : plus forte proportion de Fe
Temps caractéristique ~ qq Gyr
23II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.2 Évolution chimiqueII.2 Évolution chimique Exemple 1 : gradients galactiques de métallicité Inma Martinez-Valpuesta and Ortwin Gerhard, ApJ, 2013Zaritsky et al. (1994)
24II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.2 Évolution chimiqueII.2 Évolution chimique Exemple 2 : distinguer chimiquement les composantes galactiques Disque mince (jaune) vs. disque épais (vert) au voisinage solaire (classification cinématique)Haywood 2008
25II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
I. Vue d'ensemble
II. La Voie Lactée
II.1 Structures principales et composition
II.2 Évolution chimique
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnement
III. Instabilité gravitationnelle
26II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeII.3 Comprendre l'histoire de la Voie Lactée Le halo : vestige d'un effondrement monolithique ou témoin d'une formation hierarchique ?1962 : Eggen, Lynden-Bell, Sandage
→ correlation métallicité - excentricité des étoiles du halo ⇒Scénario d'effondrement monolithique d'une ~sphère de gaz primordial ⇒temps caractéristique ~100 Myr ⇒étoiles de faible métallicité (OK) ⇒gradient radial de métallicité : NON !Autres difficultés :
→ la correlation n'est pas confirmée par les observations récentes → l'âge des amas globulaires s'étale sur plusieurs Gyr → étoiles de faible métallicité dans le voisinage solaire, sans excentricité1978 : Searle et Zinn
→ observation des amas globulaires ⇒âges distribués sur qq Gyr ⇒évolution chimique distincte des autres composantes de la VL ⇒accrétion de gaz non-galactique Today : rôle respectif des deux scénarios-limites toujours activement débattu27II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeII.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeComplexité du disque mince
Au voisinage solaire :
MIS homogène vs. dispersion de la métallicité des étoilesPourtant, M(étoile) = M(milieu d'origine) ?
Oui, mais :
→ gradients galactiques de métallicité (notamment radial) → mélange dynamique des étoiles (migration ~qq kpc / Gyr)Haywood 200828II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeII.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeDisque épais : quelle origine ?
Scénarios :
(1) disque mince initial "chauffé" par une collision ? (2) nouvelles étoiles par accrétion d'une galaxie satellite ? (3) accrétion de gaz extragalactique + épisode de formation stellaire ?Haywood 2008
N[/Fe]
Disque épais : élevé ⇒ bcp de SNII ⇒ issu d'un épisode intense de formation st. ⇒incompatible avec (2), d'après observation des galaxies naines satellite de VLDisque mince
Zone de fort recouvrement en [Fe/H] = zone de forte différence en [/Fe] ⇒2 populations historiquement distinctes ?29II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeII.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeDisque épais : quelle origine ?
Scénarios :
(1) disque mince initial "chauffé" par une collision ? (2) nouvelles étoiles par accrétion d'une galaxie satellite ? (3) accrétion de gaz extragalactique + épisode de formation stellaire ?Haywood 2008
N[/Fe]
Disque épais : élevé ⇒ bcp de SNII ⇒ issu d'un épisode intense de formation st. ⇒incompatible avec (2), d'après observation des galaxies naines satellite de VLDisque mince
Zone de fort recouvrement en [Fe/H] = zone de forte différence en [/Fe] ⇒2 populations historiquement distinctes ? À moins que le mélange radial ne justifie la présence d'étoiles à faible [Fe/H] au voisinage solaire ??30II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie LactéeII.3 Comprendre l'histoire de la Voie Lactée Bulbe galactiqueDifficile à étudié car caché par la poussière interstellaire → plus forte densité stellaire de la VL → population vieille → très peu de matière interstellaire → plutôt barre ou barre+bulbe que bulbeBarre = structure triaxiale
- dimensions ~ 1kpc - applatissement ~0.6 - angle axe principal - ligne de visée ~ 20° Forte extinction spectro difficile⇒Grande distance (~8kpc) mouvement ⇒propre difficile à mesurer ⇒cinématique et métallicité très limitéesChen et al. 2013, modèle de Besançon
31II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
I. Vue d'ensemble
II. La Voie Lactée
II.1 Structures principales et composition
II.2 Évolution chimique
II.3 Comprendre l'histoire de la Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnement
III. Instabilité gravitationnelle
32II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnementII.4 La Voie Lactée dans son environnementGroupe local = petit groupe sur un
filament entre 2 grands groupes (Fornax et Vierge) ~50 galaxies ~2-3 Mpc - 2 galaxies majeures : VL + M31 - cdm à mi-chemin - Majorité des galaxies mineures = sphéroïdes nainesBeaucoup sont satellites de VL ou
M31Groupe peu dense
Distance VL-M31 ~ 20 x taille
Pas de galaxie elliptique géante
Collision prévue entre VL et M31
d'ici ~4 Gyr (cf. Vidéo e.g. @ http://fr.wikipedia.org/wiki/Collision_entre_Androm%C3%A8de_et_la_
Voie_lact%C3%A9e)
33II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnementII.4 La Voie Lactée dans son environnement34II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnementII.4 La Voie Lactée dans son environnementNuages de Magellan
LMC : 48.5 kpc - 1e10 Msun
SMC : 61 kpc - 6.5e9 Msun
35II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnementII.4 La Voie Lactée dans son environnement Courant Magellanique : témoin de l'interaction VL - nuages de MagellanTrainée de gaz (HI) et d'étoiles (?)
36II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnementII.4 La Voie Lactée dans son environnement - galaxies satellites - courants stellaires ⇒VL = système en interaction permanente ⇒notion d' "Univers-Île" invalide37II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnementII.4 La Voie Lactée dans son environnement Contraindre la structure du halo sombre à l'aide des courants stellaires ⇒ calculer la trajectoire du courant à partir d'un modèle de potentiel gravitationnelVera-Ciro et Helmi 2013Law et Majewski 2010
38II. La Voie LactéeII. La Voie Lactée
II.4 La Voie Lactée dans son environnementII.4 La Voie Lactée dans son environnement Contraindre la structure du halo sombre à l'aide des courants stellairesVera-Ciro et Helmi 2013Halo triaxialHalo (moins) triaxial + LMC
⇒Exercice39III. Instabilité gravitationnelleIII. Instabilité gravitationnelle
I. Vue d'ensemble
II. La Voie Lactée
III. Instabilité gravitationnelle
cours au tableau noir40Chapitre 2Chapitre 2
Cosmologie
I. Un peu d'histoire
I.1 Les premiers pas
I.2 Expansion de l'Univers
I.3 La théorie du Big Bang
II. Dynamique universelle
III.1 La densité critique
III.2 Le paramètre d'échelle
III.3 L'équation de Friedmann
III.4 Univers ouverts / fermésIII. Le fond diffus cosmologiqueIII.1 Observations
III.2 Anisotropie du CMB
IV. L'abondance des éléments légers
V. Conclusions
41I. Un peu d'histoireI. Un peu d'histoire
I. Un peu d'histoire
I.1 Les premiers pas
I.2 Expansion de l'Univers
I.3 La théorie du Big Bang
II. Dynamique universelle
III. Le fond diffus cosmologique
IV. L'abondance des éléments légers
V. Conclusions
42I. Un peu d'histoireI. Un peu d'histoire
I.1 Les premiers pasI.1 Les premiers pas
43I. Un peu d'histoireI. Un peu d'histoire
I.1 Les premiers pasI.1 Les premiers pas
1905 : Einstein publie la théorie de la relativité restreinte
1915 : Einstein publie la théorie de la relativité générale
1917 : Einstein propose le premier modèle cosmologique :
- Univers stationnaire - Univers homogène et isotrope ("principe cosmologique") - Existence d'une constante cosmologique (postulée) pour équilibrer la gravitation - Espace courbé positivement ("hyper-sphère") Stationnaire prédiction : décalage Doppler des galaxies nul en moyenne⇒44I. Un peu d'histoireI. Un peu d'histoire
I.2 Expansion de l'UniversI.2 Expansion de l'Univers 192945I. Un peu d'histoireI. Un peu d'histoire
I.3 La théorie du Big BangI.3 La théorie du Big Bang1922 : Alexandre Friedmann
1927 : George Lemaître
"L'Univers est en expansion" → Prédiction d'un rayonnement fossileConfirmation en 1965 par Penzias & Wilson
"Grand Boum" : ironie de Fred Hoyle, partisant des modèles d'Univers stationnaires46II. Dynamique universelleII. Dynamique universelle
I. Un peu d'histoire
II. Dynamique universelle
II.1 La densité critique
II.2 Le paramètre d'échelle
II.3 L'équation de Friedmann
II.4 Univers ouvert / fermé
III. Le fond diffus cosmologique
IV. L'abondance des éléments légers
V. Conclusions
47II. Dynamique universelleII. Dynamique universelle
II.1 Densité critiqueII.1 Densité critique
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