26.3 : Propriétés des galaxies
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire les méthodes par lesquelles les astronomes peuvent estimer la masse d'une galaxie
- Caractérisez chaque type de galaxie par son rapport masse/lumière
La technique pour calculer les masses des galaxies est fondamentalement la même que celle utilisée pour estimer la masse du Soleil, des étoiles et de notre propre galaxie. Nous mesurons la vitesse à laquelle les objets des régions extérieures de la galaxie orbitent autour du centre, puis nous utilisons ces informations ainsi que la troisième loi de Kepler pour calculer la masse se trouvant à l'intérieur de cette orbite.
Masses de galaxies
Les astronomes peuvent mesurer la vitesse de rotation des galaxies spirales en obtenant des spectres d'étoiles ou de gaz et en recherchant les décalages de longueur d'onde produits par l'effet Doppler. N'oubliez pas que plus une chose se déplace rapidement vers nous ou s'éloigne de nous, plus les raies de son spectre se déplacent. La loi de Kepler, associée à de telles observations de la partie de la galaxie d'Andromède qui est brillante en lumière visible, par exemple, montrent qu'elle a une masse galactique d'environ\(4 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\) (suffisamment de matière pour former 400 milliards d'étoiles comme le Soleil).
La masse totale de la galaxie d'Andromède est toutefois supérieure à cette valeur, car nous n'avons pas inclus la masse de la matière qui se trouve au-delà de son bord visible. Heureusement, une poignée d'objets, tels que des étoiles isolées, des amas d'étoiles et des galaxies satellites, se trouvent au-delà de la limite visible, ce qui permet aux astronomes d'estimer la quantité de matière supplémentaire qui s'y cache. Des études récentes montrent que la quantité de matière noire au-delà de la limite visible d'Andromède peut être aussi importante que la masse de la partie brillante de la galaxie. En effet, en utilisant la troisième loi de Kepler et les vitesses de ses galaxies satellites, on estime que la galaxie d'Andromède a une masse plus proche de\(1.4 \times 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\). La masse de la Voie lactée est estimée à\(8.5 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\), et notre Voie lactée s'avère donc un peu plus petite qu'Andromède.
Les galaxies elliptiques ne pivotent pas de façon systématique, de sorte que nous ne pouvons pas déterminer leur vitesse de rotation ; nous devons donc utiliser une technique légèrement différente pour mesurer leur masse. Leurs étoiles gravitent toujours autour du centre galactique, mais pas de la manière organisée qui caractérise les spirales. Puisque les galaxies elliptiques contiennent des étoiles vieilles de plusieurs milliards d'années, on peut supposer que les galaxies elles-mêmes ne s'envolent pas entre elles. Par conséquent, si nous pouvons mesurer les différentes vitesses avec lesquelles les étoiles se déplacent sur leur orbite autour du centre de la galaxie, nous pouvons calculer la masse que la galaxie doit contenir pour maintenir les étoiles en son sein.
En pratique, le spectre d'une galaxie est un composite des spectres de ses nombreuses étoiles, dont les différents mouvements produisent différents décalages Doppler (certains rouges, d'autres bleus). Il en résulte que les lignes que nous observons depuis l'ensemble de la galaxie contiennent la combinaison de nombreux décalages Doppler. Lorsque certaines étoiles produisent des décalages vers le bleu et d'autres des décalages vers le rouge, elles créent une caractéristique d'absorption ou d'émission plus large que ne le feraient les mêmes lignes dans une galaxie hypothétique dans laquelle les étoiles n'avaient aucun mouvement orbital. Les astronomes appellent ce phénomène un élargissement de la ligne. La quantité d'élargissement de chaque ligne indique la plage de vitesses auxquelles les étoiles se déplacent par rapport au centre de la galaxie. La plage de vitesses dépend à son tour de la force de gravité qui maintient les étoiles à l'intérieur des galaxies. Avec des informations sur les vitesses, il est possible de calculer la masse d'une galaxie elliptique.
\(\PageIndex{1}\)Le tableau résume la gamme des masses (et d'autres propriétés) des différents types de galaxies. Il est intéressant de noter que les galaxies les plus et les moins massives sont des galaxies elliptiques. En moyenne, les galaxies irrégulières ont une masse inférieure à celle des spirales.
| Caractéristique | Spirales | Elliptiques | Irréguliers |
|---|---|---|---|
| Masse (\(M_{\text{Sun}}\)) | \(10^9\)à\(10^{12}\) | \(10^5\)à\(10^{13}\) | \(10^8\)à\(10^{11}\) |
| Diamètre (milliers d'années-lumière) | 15 à 150 | 3 à plus de 700 | 3 à 30 |
| Luminosité (\(L_{\text{Sun}}\)) | \(10^8\)à\(10^{11}\) | \(10^6\)à\(10^{11}\) | \(10^7\)à\(2 \times 10^9\) |
| Populations d'étoiles | Jeunes et vieux | Vieux | Jeunes et vieux |
| Matière interstellaire | Gaz et poussière | Presque pas de poussière ; peu de gaz | Beaucoup de gaz ; certains contiennent peu de poussière, d'autres beaucoup de poussière |
| Rapport masse/lumière dans la partie visible | 2 à 10 | 10 à 20 | 1 à 10 |
| Rapport masse/lumière pour l'ensemble de la galaxie | 100 | 100 | ? |
Rapport masse/lumière
Une façon utile de caractériser une galaxie est de noter le rapport entre sa masse (en unités de la masse du Soleil) et sa production de lumière (en unités de luminosité du Soleil). Ce chiffre unique nous indique à peu près quels types d'étoiles constituent la majeure partie de la population lumineuse de la galaxie, et il nous indique également si une grande quantité de matière noire est présente. Pour des étoiles comme le Soleil, le rapport masse/lumière est de 1 selon notre définition.
Bien entendu, les galaxies ne sont pas entièrement composées d'étoiles identiques au Soleil. La grande majorité des étoiles sont moins massives et moins lumineuses que le Soleil, et elles contribuent généralement à la majeure partie de la masse d'un système sans tenir compte d'une grande quantité de lumière. Le rapport masse/lumière pour les étoiles de faible masse est supérieur à 1 (vous pouvez le vérifier à l'aide des données du tableau\(18.4.2\) de la section 18.4). Par conséquent, le rapport masse/lumière d'une galaxie est également généralement supérieur à 1, la valeur exacte dépendant du rapport entre les étoiles de masse élevée et les étoiles de faible masse.
Les galaxies dans lesquelles la formation d'étoiles se poursuit comportent de nombreuses étoiles massives, et leurs rapports masse/lumière se situent généralement entre 1 et 10. Les galaxies composées principalement d'une population stellaire plus ancienne, comme les étoiles elliptiques, dans lesquelles les étoiles massives ont déjà terminé leur évolution et ont cessé de briller, ont des rapports masse/lumière de 10 à 20.
Mais ces chiffres se réfèrent uniquement aux parties intérieures et visibles des galaxies (Figure\(\PageIndex{1}\)). Dans la Galaxie de la Voie lactée et plus haut, nous avons discuté des preuves de la présence de matière noire dans les régions extérieures de notre propre galaxie, s'étendant beaucoup plus loin du centre galactique que ne le font les étoiles brillantes et les gaz. Des mesures récentes des vitesses de rotation des parties extérieures des galaxies voisines, comme la galaxie d'Andromède dont nous avons parlé plus tôt, suggèrent que ces galaxies présentent également des distributions étendues de matière noire autour du disque visible d'étoiles et de poussière. Cette matière largement invisible augmente la masse de la galaxie tout en n'apportant rien à sa luminosité, augmentant ainsi le rapport masse/lumière. Si de la matière noire invisible est présente dans une galaxie, son rapport masse/lumière peut atteindre 100. Les deux différents rapports masse/lumière mesurés pour différents types de galaxies sont présentés dans le tableau\(\PageIndex{1}\).
Ces mesures d'autres galaxies confirment la conclusion déjà tirée des études sur la rotation de notre propre galaxie, à savoir que la majeure partie de la matière de l'univers ne peut actuellement être observée directement dans aucune partie du spectre électromagnétique. La compréhension des propriétés et de la distribution de cette matière invisible est essentielle à notre compréhension des galaxies. Il devient de plus en plus clair que, grâce à la force gravitationnelle qu'elle exerce, la matière noire joue un rôle dominant dans la formation des galaxies et dans leurs débuts d'évolution. Il y a ici un parallèle intéressant entre notre époque et l'époque où Edwin Hubble recevait sa formation en astronomie. En 1920, de nombreux scientifiques savaient que l'astronomie était sur le point de connaître d'importantes avancées, si seulement la nature et le comportement des nébuleuses pouvaient être déterminés par de meilleures observations. De même, de nombreux astronomes pensent aujourd'hui que nous sommes en train de mieux comprendre la structure à grande échelle de l'univers, si seulement nous pouvions en apprendre davantage sur la nature et les propriétés de la matière noire. Si vous suivez les actualités sur l'astronomie (comme nous l'espérons), vous devriez en apprendre davantage sur la matière noire dans les années à venir.
Résumé
Les masses des galaxies spirales sont déterminées à partir de mesures de leur vitesse de rotation. Les masses des galaxies elliptiques sont estimées à partir d'analyses des mouvements des étoiles qui s'y trouvent. Les galaxies peuvent être caractérisées par leur rapport masse/lumière. Les parties lumineuses des galaxies à formation d'étoiles actives ont généralement un rapport masse/lumière compris entre 1 et 10 ; les parties lumineuses des galaxies elliptiques, qui ne contiennent que de vieilles étoiles, ont généralement des rapports masse/lumière de 10 à 20. Les rapports masse/lumière de galaxies entières, y compris de leurs régions extérieures, peuvent atteindre 100, ce qui indique la présence d'une grande quantité de matière noire.
Lexique
- rapport masse/lumière
- le rapport entre la masse totale d'une galaxie et sa luminosité totale, généralement exprimé en unités de masse solaire et de luminosité solaire ; le rapport masse/lumière donne une indication approximative des types d'étoiles contenus dans une galaxie et de la présence ou non de quantités importantes de matière noire