Classification galaxie Hubble

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

• Astronomia

Dans la troisième décennie de ce siècle, un débat très important a été décidé entre les astronomes. C.P. 1924 Hubble réussit à identifier certains cefeidas dans le système stellaire qu’ils appelaient alors «Nébuleuse d’Andromède». Puisque le comportement des étoiles variables appelées cefeidas était assez connu, Hubble a réussi à mesurer la distance à Andromède.

La valeur de la distance démontrait sans doute qu'Andromède était une autre galaxie hors de notre galaxie, contre ceux qui croyaient que la Voie Française ou la Voie Lactée était unique dans l'Univers. Suivant son travail, E.P. Hubble publié en 1926 la classification des galaxies à partir de photographies prises avec le télescope de Mount Wilson. Ils savaient encore peu des galaxies. La classification est donc morphologique. Hubble a renouvelé sa classification en 1936 pour la présenter avec l'aspect que nous analyserons.

Plus tard, alors que le nombre de galaxies répertoriées a augmenté, plus d'efforts ont été faits pour améliorer le classement, mais celui de Hubble n'a pas perdu l'actualité. Tout d'abord, nous analyserons brièvement cette classification des galaxies, puis nous parlerons des efforts actuellement en cours pour expliquer la formation des différents types de galaxies qui apparaissent dans cette classification.

En parlant du Chemin Français, nous avons donné des informations sur ses formes et autres particularités, mais ces notes ne peuvent pas être complètement généralisées, car toutes les galaxies ne sont pas comme la nôtre. Pas tous ont des bras enveloppants et il ya d'autres qui nous apparaissent sans aucune structure. Cependant, par l'aspect que lui donnent ces bras, les plus abondants sont les soi-disant spirales.

Bien que ces affirmations ne puissent pas être trop précises, les astronomes estiment que le nombre de galaxies dans le champ d'observation des plus grands télescopes pourrait atteindre 100 milliards (il faut tenir compte du fait que la profondeur de cette zone est actuellement estimée à 12 milliards d'années lumière). Sans aucun doute, plus de la moitié des galaxies (jusqu'à 75%) sont des spirales. 20% du reste sont elliptiques et 5% irréguliers.

Comme on peut le voir dans la figure, les galaxies spirales forment deux groupes: le plus commun (type S) et le plus boisé (type SB). Dans les premières, la structure spirale est formée dans le noyau lui-même. Les secondes, au contraire, ont une barre qui sort du noyau et les bras sortent de ce dernier. Les galaxies S et SB sont divisées en sous-groupes a, b et c: celles du sous-groupe A ont un grand noyau et les bras fins et indéfinis; celles du sous-groupe C le noyau est très petit et les bras forts; celles du sous-groupe B sont intermédiaires entre les deux autres. Le Chemin du Français pourrait être parmi les deux derniers. Normalement, les galaxies spirales sont constituées de grandes quantités de tuerie interstellaire et de nombreuses étoiles jeunes et lumineuses.

Les galaxies elliptiques, représentées par un E, sont aussi appelées par leur aspect. Ils sont divisés en huit groupes en fonction de leur ellipticité, de l'EO à l'E7. L'attribution du nombre est effectuée par la formule, où a et b sont les mesures de l'axe principal et petit de la galaxie sous forme d'ellipse. Quand a et b sont les mêmes, la galaxie est vue en forme de circonférence et est de type EO. Au début on pensait que les galaxies elliptiques avaient la forme de lentilles vikombexas, quand l'ellipticité était considérée une caractéristique subordonnée aux positions relatives de l'observateur. Aujourd'hui, vous ne pouvez pas accepter cette interprétation simpliste.

N = 10 (1 - b / a)

On a vu des galaxies en forme d'ellipsoïde, de cylindre ou d'amande et on croit qu'elles peuvent être de formes beaucoup plus complexes et variées. Par ailleurs, ils n'ont pas défini leur structure interne. Le centre est très lumineux, mais son éclat diminue rapidement en allant dehors. Au centre, il pourrait y avoir aussi des jeunes étoiles, mais la plupart se trouvent dans des états d'évolution très avancés. Ces galaxies n'ont guère de matière interstellaire.

Comme on peut le voir sur l'image, entre les galaxies elliptiques et les spirales se trouvent les galaxies OS, avec leurs différences intermédiaires. Ils ont un disque différent des elliptiques, mais ils n'ont pas de bras.

Enfin, nous avons des galaxies irrégulières. Ils n'ont aucune symétrie, ils manquent souvent de noyau et manquent de structure spirale. Ils sont généralement petits et ont beaucoup de tuerie interstellaire. On distingue deux types : Type Irr _I et Irr _II. Les premières ont une luminosité superficielle très basse, ont de nombreux nuages H II et les étoiles peuvent être facilement distinguées à l'intérieur. Les Nuages de Magellan en sont un exemple. La luminosité superficielle des Irr _{II est} élevée, souvent traversée par des bandes de poussière et il n'est pas possible de différencier les étoiles de l'intérieur avec les plus grands télescopes.

La galaxie M82 qui exploite est l'exemple de ce groupe. Comme dans le cas de la dernière galaxie que nous avons mentionné, l'aspect de certaines galaxies irrégulières pourrait être dû à une intense activité interne. D'autres sont des satellites de galaxies plus grandes dont le champ de gravité serait la cause de la déformation de la structure qu'ils pouvaient avoir auparavant.

La classification de Hubble fut initialement considérée comme une séquence évolutive : les galaxies seraient les premières elliptiques, évoluant ensuite en spirale. Aujourd'hui, il est presque pleinement assumé que cette idée est erronée. Toutes les galaxies sont nées à la même époque, sans évoluer d'un type à l'autre. Si elle est acceptée, le paramètre qui délimite comment la galaxie sera la raison entre le temps que le gaz a besoin pour créer l'étoile et le temps qu'un grand nuage doit devenir galaxie.

Si les étoiles se forment avant par l'état du gaz, l'énergie cinétique générée par l'effondrement reste dans l'étoile (dans ses mouvements). Comme les interactions entre les étoiles sont très rares, au fond serait formé un système stellaire sphérique ou ellipsoïdale. Si la formation des étoiles était la plus lente des deux, l'effondrement généré par le champ de gravité provoquerait la formation du disque, perdant l'énergie cinétique dans le processus (interactions entre parties). Les étoiles se formeraient alors sur le disque (sans cesse mais peu) et formerait une galaxie spirale.

La clé est donc dans le processus qui délimite la raison des temps mentionnés. À ce problème ont été confrontés G. Lac et R.G. Carlberg simule la dynamique de création de galaxies avec le superordinateur Cray X-MP. Ces scientifiques ont analysé la dynamique d'un modèle de 10.000 fractions. Ce modèle analyse le comportement du gaz dans le fond de matière noire, y compris la formation d'étoiles. La matière noire représente 90% de la masse totale.

Des résultats obtenus il y a quelques années on déduit que la distribution de l'étoile et du gaz diffère selon la vitesse des fractions de matière noire. Si cette vitesse est faible, l'effondrement de la matière noire est plus facile et l'énergie et le moment angulaire sont répartis entre les fractions. Le transfert dehors des moments angulaires est très important. Comme on le sait, le moment angulaire agit contre la force gravitationnelle. Par conséquent, une fois transférées à l'extérieur, dans les régions centrales, les étoiles se forment facilement et nous sommes dans le cas de la formation de galaxies elliptiques.

Si la vitesse des fractions est élevée, l'effondrement n'est pas si facile ni le transfert du moment angulaire. La formation des étoiles est donc plus lente et des galaxies spirales peuvent être formées. De plus, il est parfaitement logique que les galaxies spirales aient un moment angulaire plus grand que les elliptiques, comme cela a été démontré expérimentalement.

Ce qui n'est pas tout à fait clair est ce qui limite la distribution de vitesses dans la matière noire. D'autre part, très peu de paramètres considérés et peu ont été étudiés parmi leurs valeurs possibles, mais le travail montre clairement l'importance de la matière noire dans le processus de formation des galaxies.

ÉPHÉMÉRIDES SOLEIL: Il entre en Poissons le 19 février à 3 et 58 (UT). LUNE: Quatrième menguant Nouvelle Lune Croissance croissante Lune - Lune • 6an13 h 52 m (UT) 1417 h 32 m (UT) 2122 h 58 m (UT) 28an18 h 25 m (UT) PLANÈTES MERCURE: Les premiers jours de février, nous pourrons le voir à l'aube, mais très peu de jours. Puis l'allongement est trop petit. Le jour 5 est situé au sud de Saturne, à 1,2º en dessous. VÉNUS: Son allongement C'est déjà plus de 21º. Nous pourrons le voir le soir, mais avec peu de temps. Le 17 février 6, 14ème au Sud de la Lune. MARIZ: Il est encore haut dans le ciel quand il obscurcit, mais son éclat est perdu. Le jour 3 son ampleur est 0,0. Le 22 se trouve 1.57º au Sud de la Lune. JUPITER: Après son opposition le 29 janvier, il est dans les meilleures conditions pour son observation. Quand la Lune est presque pleine, elle se trouve à 1,59º dans son Sud. SATURNE: Il sort de la conjonction et commence à la voir vers le matin, mais en peu de temps. Le 12 est à 0,47º en dessous de la Lune.