Techniques d'observation dans l'obscurité de la galaxie

1991/06/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Galaxie Voie Française. 150 milliards d'étoiles, nébuleuses de gaz et de vide et amas stellaires.

En parlant de la structure et de la singularité de la Voie Française et des galaxies spirales, nous avons expliqué les bases expérimentales des théories et des techniques pour les obtenir, même très superficielles. Il peut être intéressant de recueillir ces informations dispersées et ajouter des détails pour rendre le thème plus clair. Nous y essaierons cette fois.

Quand on parle de galaxies en général, les astrophysiques montrent leur conformité avec la nature de leurs composants, mais quand il s'agit de déterminer le pourcentage de composants, les nombres sont assez différents, surtout en raison des différentes évaluations de la matière noire (ou perdue). En rejoignant le cas de notre galaxie, il est peut-être plus facile de parvenir à un accord.

La composition de la Voie Française pourrait être environ 75% de la matière serait composée d'étoiles et l'autre 25% par matière interstellaire. Cette dernière, comme les étoiles, serait composée d'hydrogène (environ 90%), d'hélium (environ 10%) et d'autres éléments et composés (moins de 1%). 1% faible contient de la poussière interstellaire qui empêche la propagation du rayonnement optique.

Il faut également mentionner les différentes situations dans lesquelles l'hydrogène peut se présenter lorsqu'il est ouvert dans les étoiles. Dans des conditions normales de densité de l'espace froid interstellaire, l'hydrogène est atomique et forme les nuages appelés HI. Cet hydrogène émet un rayonnement de 21 cm aussi connu comme la radio. Pour une raison quelconque, lorsque l'hydrogène atomique d'une région se contracte, l'augmentation de densité facilite la formation de molécules H ₂ en formant des nuages d'hydrogène moléculaire. L'hydrogène moléculaire manque de lignes spectrales dans le domaine des ondes radio. Par conséquent, il ne peut pas être détecté directement via les radiotélescopes. Cependant, comme indiqué dans le numéro précédent, il peut être apprécié par l'apparition de molécules de monoxyde de carbone (CO). Ces dernières, comme d'autres, se forment lorsque celles de H _{2 se forment} et sont les plus abondantes après celles d'hydrogène.

Nébuleuse d'Orio. Cette nébuleuse est l'un des plus jeunes objets du ciel.

Si les molécules de monoxyde de carbone n'interagissent pas avec celles de l'environnement, elles restent sans émettre d'énergie à leur niveau énergétique le plus bas. Cependant, dans les nuages moléculaires il y a beaucoup de chocs avec des molécules d'hydrogène. Par conséquent, ils se trouvent dans un état excité et l'énergie excédentaire l'émet par photons. La longueur d'onde de l'émission normale est de 2,6 millimètres. Il correspond à la différence d'énergie entre le premier niveau énergétique et le plus bas du mouvement de rotation, mesurable à travers les radiotélescopes.

Enfin, l'hydrogène peut également apparaître dans un état ionisé, c'est-à-dire perdu son électron. L'ionisation se produit à proximité des étoiles, en raison de son rayonnement ultraviolet. Les nuages d'hydrogène ionisé sont appelés nuages H II et émettent un rayonnement de bande auditive.

Bien sûr, les premières sessions d'étude de notre galaxie ont été réalisées par télescopes optiques, en observant les nébuleuses planétaires, les régions H II et les ensembles d'étoiles des classes spectrales 0 et B. Parmi ces objets, seuls quelques-uns sont ceux qui se trouvent en dehors de l'environnement du système solaire, dans des directions rares où la poussière ne dérange pas. Ses études ont donné les premières traces de la structure qui avait les bras des galaxies autour du Soleil. Cependant, peu de pistes.

Figure .

En 1951, on découvre la ligne de 21 cm qui met en évidence les nuages de H I, initiant une nouvelle ère dans l'étude des structures galaxies. L'intensité de la ligne mentionnée ci-dessus peut être considérée comme la mesure de l'hydrogène atomique dans la direction de l'espace exploré. En outre, la mesure précise de la fréquence d'émission permet de mesurer la vitesse radiale de l'hydrogène (dans la direction de la ligne d'œil) par l'effet Doppler. De plus, la mesure de la vitesse nous permet de différencier les différents nuages dans la même direction : les nuages étant différents, les mouvements seront également différents et les vitesses radiales, qui se matérialisent en différents déplacements au rouge ou au bleu. Cette voie, cependant, ne peut pas être utilisée dans la direction du centre de la galaxie ni dans son contraire (direction de l'anticentre). Puisque dans ces cas la vitesse de la matière est pratiquement associée à la direction d'observation, la vitesse radiale est presque zéro indépendamment de la distance.

Même si nous n'avons pas esquivé la difficulté que nous venons de mentionner, la découverte d'une méthode de détection d'hydrogène moléculaire décrite précédemment a entraîné une avancée significative dans la construction de la carte galaxie. D'une part, ces nuages sont des régions de compression. Par conséquent, ils sont directement liés aux bras. D'autre part, ils ont un grand avantage sur l'hydrogène atomique, qui est beaucoup plus répandu dans l'espace et qui est presque impossible de délimiter et de séparer les nuages.

L'hydrogène moléculaire est due à son accumulation dans les nuages de densité plus élevée. Cela facilite la délimitation des nuages. Enfin, il faut garder à l'esprit que seule la moitié de la matière interstellaire, qui représente 25% de la masse de la galaxie, est l'hydrogène atomique. Passe l'autre moitié, est moléculaire. Par conséquent, l'étude de l'hydrogène moléculaire couvre un grand vide.

Figure .

Enfin, nous essaierons d'expliquer plus précisément l'utilisation de la vitesse radiale mesurée pour différencier et localiser les différents nuages. Les résultats obtenus à partir de la mesure de la position et de la vitesse radiale d'un nuage sont présentés dans deux diagrammes bidimensionnels. Dans un, longueur et latitudes galactiques sur les axes. Dans l'autre, la longueur galactique et la vitesse radiale. Par exemple, les nuages moléculaires représentés dans la figure 1: E, dans la même orbite du soleil et quatre autres orbites internes en deux. Si les observations sont faites dans les deux directions dessinées dans l'image, le graphique qui nous donne la position des nuages est celui qui apparaît dans la figure 2. Les nuages les plus proches couvrent les autres. La longueur/vitesse graphique se distingue par des vitesses radiales différentes.

La vitesse orbitale d'un nuage dépend du rayon de l'orbite et de la masse de la matière dans ses limites. Normalement, les vitesses sont plus élevées plus le rayon des orbites est faible. Par conséquent, si dans la figure 1 nous prenons l'une des deux directions d'observation, la plus grande des vitesses radiales que nous mesurons sera celle correspondant au nuage situé dans l'orbite tangentielle à cette direction d'observation. D'une part, parce que c'est l'orbite la plus interne et de l'autre, parce que la vitesse radiale est la même que celle du nuage.

Si nous prenons des points symétriques des deux côtés de ce point (A et C, par exemple, par rapport à B), les vitesses radiales seront similaires mais inférieures à celles de B (voir figure 3) et les points seront dans la même orbite. Avec les données prises dans différentes directions, nous pouvons construire la courbe de rotation, c'est-à-dire la courbe de variation de la vitesse orbitale. Une fois connu, quand nous faisons des observations dans une direction donnée, nous pouvons calculer le rayon de l'orbite en mesurant la vitesse radiale.

Nous avons encore une autre différenciation. Avec notre méthode, nous avons conclu que les nuages A et C se déplacent approximativement dans la même orbite, mais quelle est la plus proche du Soleil? Si nous ne pouvons pas relier le nuage à un autre objet connu, d'autres voies sont utilisées comme mesurer la largeur de la ligne spectrale. Les petits nuages ont généralement des lignes étroites, car la gamme du mouvement intérieur est également étroite. Dans le cas des grands nuages, cependant, les raies sont larges parce que les différences entre les vitesses des composants sont également plus grandes. Par conséquent, si les lignes du nuage observées sont étroites, il est presque certain que nous avons le petit nuage du côté le plus proche.

Figure .