Sommaire Activités




Дата канвертавання24.04.2016
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Exercice 1 : Acquérir des images de galaxies, les classifier
2.1 Les grandes lignes du projet


Sommaire




Activités




Planification :

Vous devez décider quelles sont les galaxies dont vous souhaitez acquérir des images.



Observation :

Vous utilisez le télescope, en temps réel ou hors connexion, pour obtenir des images JPEG des galaxies dans différentes bandes spectrales ( couleurs). Une image pleine couleur ( composée) est aussi obtenue.


Mesure et analyse :

Vous imprimez les images de chaque galaxie et vous commentez leurs caractéristiques en termes scientifiques, y compris les différences entre les images dans différentes couleurs.


Puis vous utilisez le logiciel JPEG Viewer pour effectuer des mesures simples sur la galaxie, y compris à quel point les bras spiraux sont resserrés.
Enfin, vous classifiez vos galaxies en utilisant le forme simplifiée de la classification de Hubble.
Evaluation :
Vous évaluez vos résultats, commentez tout ce qui s’est bien ou mal passé, cherchez des explications aux résultats anormaux et suggérez des raisons et des solutions.

Vous pouvez approfondir vos recherches




Mesurer le bras spiraux d’une galaxie spirale

A partir des résultats déjà obtenus ( sans refaire l’exercice précédent), vous pouvez, en plus, mesurer les bras spiraux de l’une quelconque des galaxies observées.



Profil de luminosité surfacique

Un travail indépendant consiste à relever les profils de luminosité surfacique. Vous pouvez le faire pour quelques unes des galaxies observées et classifiées, il est inutile de refaire l’exercice précédent).


Atlas Kaulkes des galaxies proches (FANG)
Pour obtenir des images couleur de vos galaxies de haute qualité, vous pouvez utiliser une longue exposition ( soit 5 min pour chaque filtre) ou, encore mieux, vous pouvez prendre plusieurs images en couleur pour chaque filtre et les superposer ( les combiner en utilisant un logiciel). Les images haute qualité ainsi obtenues pourraient contribuer à l’atlas Faulkes Telescopes des galaxies proches, atlas en ligne d’images pleine couleur de galaxie, à usage des professionnels et des amateurs. Pour beaucoup de galaxies, ces images seront les premières haute qualité en couleur jamais obtenues.
Ce travail effectué, les images seront rassemblées dans un livre qui sera non seulement très esthétique mais aussi d’une grande valeur scientifique. En ligne, comme dans le livre, le nom de l’école et des personnes qui ont obtenu et traité les images seront cités.
2.2 Instructions pour le projet
Sommaire des activités :
Planifier : Vous décidez quelles galaxies vous allez observer et quand vous allez les observer
Observer : Vous utilisez le télescope (en temps réel ou hors-ligne) pour obtenir des images JPEG des galaxies spirales dans différentes bandes passantes (couleurs). Une image avec toutes les couleurs (composée) est également obtenue.
Commenter : Vous imprimez les images de chaque galaxie et commentez en termes scientifiques leur composition, en incluant dans votre commentaire les différences entre les images en couleurs différentes.
Mesurer : Vous utilisez alors le logiciel « JPEG Viewer » pour effectuer en toute simplicité des mesures d’une galaxie, par exemple comment les bras spiraux sont disposés dans une galaxie spirale.
Classifier : Vous classez vos galaxie en utilisant une forme modifiée du schéma de classification de Hubble. Vos mesures vous aideront à classifier correctement vos galaxies.
Evaluer : Vous réfléchissez à vos sources d’erreurs et à la façon dont vous pourriez améliorer votre projet.

Les images requises

Pour ce projet, les images peuvent être obtenues soit en temps réel soit hors-ligne.


Chaque galaxie à mesurer et classifier doit au minimum être imagée avec les filtres de bandes passantes V et R (vert et rouge), afin qu’une image en trois couleurs puissent être créée. En outre, prendre des images en utilisant des filtres différents, pouvant aussi bien inclure U (ultraviolets) et I (infrarouges), vous permettra de comparer les proportions de chaleur dans les différentes parties de la galaxie : bleu pour les étoiles jeunes et plus jaunes pour les étoiles plus vieilles et plus froides.

Les images JPEG pour chaque bande passante vous sont renvoyées directement par le logiciel du télescope, ainsi qu’une image contenant toutes les couleurs.


Ces images JPEG sont suffisantes pour observer et classifier une galaxie. Cependant, si vous désirez effectuer le processus complet requis pour produire une image astronomique de haute qualité pour l’Atlas Faulkes des Galaxies Proches, vous devrez utiliser les fichiers FITS qui vous sont renvoyés plusieurs heures après votre session d’observation. Les détails sont donnés dans un projet séparé.

Planification détaillée



1. Choisir les bonnes galaxies
Idéalement elle doit être ni trop petite ni trop grande par rapport au champ de vision et suffisamment brillante pour donner une image correcte selon les choix appropriés de temps d’exposition. Une liste de galaxies convenables peut être téléchargée sur la page ressources de ce projet, ainsi qu’un planning d’observation – feuille de calcul montrant quelles galaxies sont visibles selon le moment.
2. Choisir l’instant d’observation
Les bonnes images d’objets célestes lointains comme les galaxies ne peuvent être obtenues uniquement lorsque la luminosité du ciel est faible. De telles conditions sont appelées « photométriques » car elles sont idéales pour réaliser des mesures de luminosité des objets. Pour observer avec les Faulkes Telescopes sous des conditions photométriques vous devez choisir un moment où la Lune n’est pas là et quand la nuit est complète.
3. Choisir les bons filtres
Pour obtenir une image en couleurs réelles vous devez produire des images utilisant les filtres bleu, vert et rouge (B, V et R). Ce sont des filtres à large bande permettant le passage de longueurs d’onde centrées respectivement sur les parties bleues, vertes ou rouges du spectre.
De plus, vous pourrez également vouloir utiliser le filtre ultra-violet (U) pour montrer plus clairement toutes les régions lumineuses comportant de jeunes étoiles bleues brillantes. De même pour le filtre infra-rouge (I) pour montrer plus précisément les vieilles étoiles froides.

4. Choisir les bons temps d’exposition
Après avoir choisi quand observer, et à travers quels filtres, vous devrez ensuite décider combien de temps observer une galaxie à travers chaque filtre. Le logiciel du télescope vous aidera à faire ce choix.
5. Planifier votre « plage » d’observation
Etablissez un emploi du temps d’observation tenant compte du temps requis pour chaque exposition et du temps requis par le télescope pour glisser d’une galaxie à une autre.
Soumettez celui-ci au centre de contrôle du télescope et réservez votre « plage » d’observation.
6. Sauvegarder les images
Sauvegardez les images JPEG que vous avez obtenues durant votre session d’observation dans un répertoire sur votre ordinateur.

Commenter



7. Etude des images
Vous pouvez utiliser les images JPEG prises dans les différentes couleurs, mais vous pouvez également utiliser les images avec toutes les couleurs.

Si vous voulez effectuer ultérieurement votre analyse, c’est possible en utilisant JPEGs, une autre possibilité est d’utiliser le logiciel de traitement d'image astronomique pour voir les fichiers complets de données (FITS files). L’avantage est que vous pouvez sélectivement faire ressortir différents aspects de l’image d’une galaxie dans l’ordre souhaité pour l’étude. Vous pouvez, par exemple, augmenter la brillance de certaines régions sombres de l’image afin de pouvoir voir clairement d’autres régions de la galaxie. Cependant, ceci saturerait la région centrale brillante dans laquelle on ne pourrait plus voir les détails, ainsi vous pourriez également vouloir changer les réglages de telle manière que des détails dans ces régions puissent être étudiés.



Etude des images FITS de galaxies

Assurez vous que vous sauvegardez les images originales et les images traitées. Dans certains cas, vous pouvez penser qu’il est bon de traiter une image de différentes façons pour faire ressortir différents aspects ( par exemple dans une galaxie, des détails de régions peu lumineuse et ceux de régions brillantes)


8. Imprimer les images
Vous trouverez utile de les imprimer afin de pouvoir les étudier plus aisément. Ceci vous permettra également de leur adjoindre des commentaires appropriés pour l'inclusion dans un rapport écrit, si nécessaire.
Conseil : Si vous le pouvez, utilisez une imprimante photographique de qualité et haute résolution ou du papier photographique de qualité, vous obtiendrez un bien meilleur résultat qu’avec une imprimante commune et un papier ordinaire.

9. Analyse des images
Examinez les images attentivement, observez en particulier les aspects suivants :

* Si vous pensez que c’est une galaxie elliptique ou une galaxie à disque ( comme une galaxie spirale) qui est aplatie comme un disque, ou si c’est trop difficile le de la déterminer comme c’est parfois le cas.

* Si la galaxie est une galaxie à disque, si elle est de face par rapport à vous ou inclinée.

* Si c’est une galaxie spirale :

- si elle est barrée ou non

- le nombre de bras spiraux, leur longueur, et comment ils sont étroitement enroulés

- si les bras spiraux sont clairement définis ou d’aspect vague et déchiqueté

- les régions où il y a beaucoup d’étoiles bleues, brillantes, chaudes et jeunes

- les régions où il y a beaucoup de nuages de poussière sombre

- les régions « H2 » qui sont rougeoyantes car l’hydrogène ionisé rougeoie à cause des étoiles jeunes et chaudes voisines dégageant des doses copieuses de rayonnement ultra-violet

- les amas globulaires qui contiennent de vieilles étoiles jaunes

- tout autre aspect que vous pensez intéressantes à préciser.


Mesurer



10. Utiliser le logiciel JPEG Viewer pour effectuer des mesures
Les détails pour utiliser ce logiciel sont donnés dans des instructions séparées qui peut être téléchargée à partir de la page ressource de ce site.
Mesurez la taille angulaire de la galaxie et tout aspect important ( un renflement central, un nuage de poussière sombre,…) en arc minutes ou arc secondes ( celle qui est la plus appropriée).
Si vous connaissez la distance de la galaxie ( en années-lumière ou en parsec), entrez les dans le logiciel et il calculera la taille actuelle de la figure (en années-lumière ou en parsec).
Si c’est une galaxie spirale, mesurez la façon dont les bras spiraux sont enroulés.
Vous pouvez aussi utiliser le logiciel JPEG Viewer pour mesurer relativement à notre galaxie

- la taille relative du renflement central contenant les vieilles étoiles jaunes

- la taille relative d’une barre quelconque

- si la galaxie est elliptique, le rapport entre le grand axe et le petit axe



Classifier



11. L a classification de Hubble
Utiliser les informations précédentes pour décider, pour chacune de vos galaxies, dans quelle mesure elle correspond aux propriétés publiées dans la classification de Hubble. Comme il y a plusieurs variations modernes du schéma originel de Hubble, un guide adapté à cet exercice a été écrit pour vous.

Celui-ci peut être téléchargé à partir de la page ressource de ce site.



Evaluer

Commentez toutes les sources d'erreur dont vous vous rendez compte pour améliorer n’importe quel aspect de l’exercice abordé au cours de votre travail.



2.3. Instructions pour l’utilisation du logiciel « JPEG Viewer »
IMPORTANT : Le logiciel utilise des macros écrites en Visual Basic. Celles-ci ne peuvent s’ouvrir si le niveau de sécurité macro d’Exel est trop haut « high ». Pour changer le niveau de sécurité, en moyen « medium » ou bas « low », aller dans le menu outils « tools » dans Exel et choisir « Macro » puis « Security »…

Ceci doit être fait avant d’ouvrir le logiciel.


Observation et mesure
Ouvrir le logiciel « JPEG viewer and measurer »

Ouvrir le tableur « JPEGviewer.xls »
Si vous n’avez pas déjà une copie du logiciel, vous pouvez le télécharger sur le site Faulkes Telescopes, section logiciels recommandés (Software &Analysis Tools).

Montrer Effacer Montrer

toutes les formes toutes les formes l’objet à comparer


Mesurer Cacher



l’objet à comparer

Acquérir une Tourner

nouvelle image la forme

Lire les

instructions

zoom avant
Réinitialiser

zoom arrière la position



de l’image

Acquérir Effacer Clignotement Ajouter

Une seconde image la seconde image des 2 images un arc spiral


Obtenir une image



Important : La résolution pour sauvegarder les images doit être 72 dpi

( c’est la résolution donnée directement pour les images des Télescopes Faulkes)


Utiliser la touche « get new image » pour acquérir une nouvelle image.

Entrer les renseignements concernant l’image

Entrer le nom de l’objet (object name), la largeur du champ (width of the fiel of view) et ses unités (units) à droite de l’écran.

Si vous savez à quelle distance se trouve l’objet de votre image, entrer la distance

( distance) et l’unité.

Mesurer l’image en utilisant des formes simples

Pour mesurer l’objet en utilisant les formes simples, cliquer sur les boutons verts et tirer sur les bonnes positions, puis cliquer sur le bouton mesure (measure) ( double flèche) et lisez les mesures à droite de l’écran.

Les distances en unités absolues sont indiquées ainsi que les distances angulaires si vous avez entré la distance à laquelle se trouve l’objet.

Pour tourner une forme, cliquer dessus, puis cliquer sur le bouton « tourner une forme »



( rotate shape), et tirer une des poignées dans la direction souhaitée.

Comparer avec un objet familier

Si vous avez entré la distance à laquelle se trouve votre objet, vous pouvez superposer les formes (superimpose shapes) indiquant les tailles relatives des objets de référence en cliquant sur le bouton montrer l’objet à comparer (Show comparaison object).



Zoom avant et arrière

Utiliser les boutons zoom in et zoom out et les curseurs pour voir les détails dans une zone particulière de l’image.



Clignotement de deux images




Chercher une seconde image


Pour acquérir une seconde image que vous voulez comparer avec la première, utiliser le bouton acquérir une seconde image (get second image).

Faire clignoter les images


Cliquer sur le bouton Faire clignoter les images (Blink two images) pour faire alterner deux images.

On peut ainsi, par exemple, comparer les images d’une galaxie prises avec les filtres verts et rouges.

On peut avoir besoin de faire clignoter pour comparer deux images successives d’un même objet et observer la variation de luminosité des contours ( utile lorsqu’on utilise le logiciel pour mesurer les bras spiraux d’une galaxie) ou le déplacement de l’objet ( utile pour repérer un astétoïde).


2.4. Feuille de calcul du logiciel « JPEG Viewer » (exel) voir sur le site

2.5. Liste des galaxies adaptées aux images

Introduction


Voici une liste de galaxies qui peuvent être observées avec le F.T. Elles sont réparties en 3 sections : spirales, spirales barrées, elliptiques et irrégulières. Les informations concernant chaque galaxie sont données dans la table.

Les galaxies sont listées dans l’ordre de leur classification soit de S0 à Sc pour les spirales, de Sba à SBc pour les spirales barrées et de E0 à E7 pour les elliptiques.
Colonne 1 : numéro

Colonne 2 : nom de la galaxie (name)

Colonne 3 : notez les galaxies que vous avez déjà observées

Colonne 4 : magnitude (M ) ( mesure de la luminosité)

Colonne 5 : classe ( classe) . Pour avoir plus d’informations sur le classification des galaxies,

se reporter au diagramme en arbre « Hubble Tuning Fork »

Colonne 6 : FT utilisable pour l’observation ( Hawaï ou Australie) (visible from)

Colonne 7 : orientation de la galaxie par rapport à l’observateur ( de face ou par la tranche)

( face on, edge on)

Colonne8 : ascension droite (RA) équivalent de la longitude sur Terre. Elle est donnée en

heures, minutes et secondes. La sphère céleste étant partagée en 24 h, elle repère

l’objet par rapport au cercle 00h

Colonne 9 : déclinaison ( dec).

C’est l’angle sous lequel on voit la galaxie par rapport à l’équateur

céleste. Elle est donnée en degrés, minutes d’ars et secondes d’arc.

Il y a 60 minutes d’arc dans un degré 60 secondes d’arc dans une minute d’arc.

Si l’objet est sous l’équateur, sa déclinaison est négative ;

elle est positive si l’objet est au dessus.



Galaxies elliptiques


N° FT

Nom

Déjà observées ?

M

Classe


Visible depuis

Orientation

RA


Dec

42

NGC

1379





12.64

E0

Australie




03h36’03.9’’

-35°26’29’’

43

M

105





10.24

E0

Hawaï




10h47’49.6’’

+12°34’54.8’’

44

NGC

0533





12.41

E3

Australie et Hawaï




01h25’31.4’’

+01°45’32.8’’

45

NGC

1700





12.2

E3

Australie




04h56’56.3’’

-04°51’54.9’’

46

NGC

0720





11.16

E5

Australie

De face

01h53’0.5’’

-13°44’18.4’’

47

NGC

4473





11.16

E5

Hawaï

Par la tranche

12h29’48.9’’

+13°25’45.7’’

48

M 59





10.57

E5

Hawaï

Par la tranche mais bonne structure

12h42’02.4’’

+11°38’48’’

49

NGC

3377





11.24

E6

Hawaï

Par la tranche

10k47’42.3’’

+13°59’08.3’’

50

NGC

4697





10.14

E6

Australie

De face

12h48’35.9’’

-05°48’02’’

51

NGC

4342





13.41

E7

Hawaï

De face

12h23’39.1’’

+07°03’14’’

52

NGC

4623





13.24

E7

Hawaï

Par la tranche mais bonne structure

12h42’10.7’’

+07°40’37’’


Galaxies spirales





N° FT

Nom

Déjà observées ?

M

Classe


Visible depuis

Orientation

RA


Dec

1

NGC

0584





11.44

S0

Australie




01h31’20.61”

-06°52’04’’

2

NGC

3630





12.91

S0

Hawaï




11h20’17’’

+02°57’52’’

3

NGC

4958





12.11

S0

Australie




13h05’48.8’’

-08°01’12.8’’

4

NGC

1461





13.19

S0

Australie




03h48’27.1’’

-16°23’34.2’’

5

NGC

1302





11.69

Sa

Australie

De face

03h13’51.2’’

-26°03’38.2’’

6

NGC

3190





12.12

Sa

Hawaï

Par la tranche

10h18’05.8’’

+21°49’55.8’’

7

NGC

4772





11.96

Sa

Hawaï

Par la tranche mais bonne structure

12h53’29.04’’

+02°10’02.4’’

8

NGC

4845





12.1

Sa

Hawaï

De face

12h58’01.3’’

+01°34’33’’

9

NGC

4378





12.63

Sa

Hawaï

De face

12h25’18’’

+04°55’29.8’’

10

NGC

0718





12.59

Sa

Hawaï

De face

01h53’13.3’’

+04°11’44’’

11

NGC

3281





12.7

Sa

Australie

De face mais bonne structure

10h31’52’’

-34°51’13.3’’

12

NGC

3449





12.19

Sa

Australie

De face mais bonne structure

10h52’53.7’’

-32°55’43.2’’

13

NGC

0615





12.47

Sb

Australie

De face mais bonne structure

01h35’05.7’’

-07°20’26.5’’

14

NGC

1425





11.87

Sb

Australie

De face mais excellente structure

03h42’11.2’’

-29°53’35.4’’

15

NGC

3887





11.41

Sb

Australie

De face

11h47’04.6’’

-16°51’16.4’’

16

NGC

5740





12.56

Sb

Australie et Hawaï

De face

14h44’24.4’’

+01°40’48’’

17

NGC

6384





11.14

Sb

Hawaï

De face, bonne structure

17h32’24.3’’

+07°03’38’’

18

NGC

0772





11.09

Sb

Hawaï

De face

01h59’19.8’’

+19°00’30’’

19

NGC

5371





11.32

Sb

Hawaï

De face mais excellente structure

13h55’40’’

+40°27’42.5’’

20

NGC

3254





12.41

Sb

Hawaï

De face

10h29’19.9’’

+29°29’30’’

21

NGC

0309





12.5

Sc

Australie

Hawaï

00h56’42.7’’

-09°54’49.7’’

22

NGC

3433





12.29

Sc

Hawaï

De face

10h52’04’’

+10°08’54’’

23

NGC

3486





11.05

Sc

Hawaï

De face, sans bras

11h00’23.9’’

+28°58’30’’

24

NGC

5085





12.97

Sc

Australie

De face

13h20’17.7’’

-24°26’24.5’’


25

NGC

5317





11.17

Sc

Hawaï

De face ,excellente structure

13h56’12’’

+05°00’53’’

26

NGC

2997





10.06

Sc

Australie

De face, excellente structure

09h45’38.65’’

-31°11’25.1’’

Galaxies spirales barrées





N° FT

Nom

Déjà observées ?

M

Classe


Visible depuis

Orientation

RA


Dec

27

NGC

1452





12.76

SBa

Australie




03h45’22.37’’

-18°38’00’’

28

IC

5240





12.78

SBa

Australie




22h41’52.4’’

-44°46’02’’

29

NGC

4314





11.43

SBa

Hawaï




12h22’32’’

+29°53’43.6’’

30

NGC

1512





11.13

SBa

Australie




04h03’54.3’’

-43°20’56.7’’

31

M 95




10.53

SBb

Hawaï

De face

10h43’57.8’’

+11°42’14’’

32

NGC

0613





13.35

SBb

Australie

Par la tranche

01h34’18.24’’

-29°25’07.5’’

33

NGC

0986





12

SBb

Australie

Par la tranche mais bonne structure

02h33’34.4’’

-39°02’37.3’’

34

M 91





10.96

SBb

Hawaï

Par la tranche

12h35’26.4’’

+14°29’46.9’’

35

NGC

5850





11.54

SBb

Hawaï

De face

15h07’07.7’’

+01°32’39.0’’

36

NGC

1365





10.32

SBc

Australie

De face

03h33’36.4’’

-36°08’24.5’’

37

NGC

1073





11.47

SBc

Australie et Hawaï

Par la tranche mais bonne structure

02h43’40.6’’

+01°22’34’’

38

NGC

2835





11.018

SBc

Australie

Par la tranche mais bonne structure

09h17’52.9’’

-22°21’18.3’’

39

NGC

4535





10.59

SBc

Hawaï

Par la tranche mais bonne structure

12h34’20.3’’

+08°11’53.8’’

40

NGC

4731





11.9

SBc

Australie et Hawaï

Par la tranche mais excellente structure

12h51’01’’

-06°23’33.9’’

41

NGC

7496





11.91

SBc

Australie

De face

23h09’47.3’’

-43°25’39.8’’


Galaxies irrégulières





N° FT

Nom

Déjà observées ?

M

Classe


Visible depuis

Orientation

RA


Dec

53

NGC

4027





11.66




Australie




11h59’30.5’’

-19°15’44’’

54

NGC

4039





11.08




Australie




12h01’53.8’’

-18°53’06.3’’

55

ARP

240











Australie et Hawaï




113h39’54.9’’

+00°50’08’’

56

KPG

052











Australie et Hawaï




02h02’15.6’’

-00°06’34’’

57

M 51




8.96




Hawaï




13h29’52.7’’

+47°11’43’’

2. 6. Table pour l’observation des galaxies (exel) voir sur le site

2.7. La classification de galaxies de Hubble




Introduction


La première classification des types de galaxies a été publiée en 1936 par Hubble dans le livre intitulé « Le royaume des nébuleuses ». Depuis, plusieurs personnes ont suggéré des modifications et des ajouts à son premier schéma mais l’idée de base du diagramme en arbre est toujours utilisée par les astronomes. Ci-dessous, une forme simplifiée communément utilisée de ce diagramme.


lenticulaire spirale spirale spirale

elliptique elliptique

lenticulaire spirale spirale spirale

barrée barrée barrée barrée



irrégulière
Les galaxies elliptiques ( à gauche) ont plus ou moins une forme d’œuf sans autre élément remarquable. Tout ce que l’on peut habituellement détecter est la diminution de luminosité lorsqu’on s’éloigne du centre de la galaxie. Les formes visibles vont de E0 à E6 soit du quasi-cercle à l’ellipse très aplatie avec un grand axe égal à 4 fois le petit axe.
Les galaxies à disque ont un bulbe central qui ressemble beaucoup aux galaxies elliptiques mais on trouve autour un mince disque d’étoiles. Le disque est généralement de forme quasi-circulaire. Cependant, puisque les galaxies ont des orientations très diverses par rapport à l’observateur, nous les voyons le plus souvent penchées, ce qui leur donne une forme plus ou moins elliptique dans le ciel, entre le cercle ( lorsqu’elle est vue de face) et la tranche lorsqu’elle est vue de profil. Plus l’angle de vue est grand, plus elle apparaît elliptique ( un angle nul correspond à une vue de face).Pour la même raison, une galaxie elliptique peut-être en réalité beaucoup plus plate que ce qu’on voit.
La plupart des galaxies à disque (Sa, Sb, Sc surtout) ont aussi des bras spiraux et sont appelées galaxies spirales. La moitié d’entre elles ont aussi des barres bien définies près du centre et sont appelées galaxies spirales barrées (Sba, SBb, SBc surtout)
Quelques galaxies (S0, SB0) n’ont pas de bras spiraux et sont appelées galaxies lenticulaires. Elles sont formées d’un disque et d’un bulbe plus petit de taille variable. Les S et SB0 représentées ici ne sont que des schémas ; dans le pratique, il est difficile de distinguer les galaxies lenticulaires vues sous divers angles, des galaxies elliptiques (car une galaxie lenticulaire vue de face ressemble à une elliptique E0, tandis que si elle est inclinée de 66°, elle apparaît comme une E6 par exemple )
Un très petit nombre de galaxies ne présentent pas de symétrie visible et ne peuvent être classées dans ces catégories. On les appelle simplement les galaxies irrégulières (Irr) bien que les astronomes en aient identifié et nommé beaucoup de types.
Comme dit plus haut, différents astronomes ont imaginé des versions légèrement différentes de la classification de base afin de faire ressortir des aspects particuliers des galaxies sur lesquelles ils effectuent leurs recherches. La classification ci-dessus est simple et basique mais convient tout à fait au travail avec les Faulkes Telescope.
Les galaxies elliptiques contiennent très peu de gaz et de poussières et leurs étoiles se décrivent des orbites autour du centre. Les galaxies spirales, au contraire, contiennent une grande quantité de poussière et de gaz, surtout celles qui sont au bout des branches du diagramme Sc et SBc.
Au début, Hubble a organisé les différentes formes de galaxies en arborescence parce qu’il avait noté une variation graduelle de l’apparence des galaxies qu’il observait. A une certaine époque, on a pensé que l’arbre de Hubble montrait en fait, de droite à gauche, l’évolution des galaxies au cours de leur vie. On sait depuis longtemps que cette idée est fausse mais les termes « early type spiral » et « late type » sont toujours utilisés, ce qui peut prêter à confusion. Ainsi les astronomes continuent à faire référence à Sa en tant que « early type spiral » et à Sc en tant que « late type ».
Lorsqu’on se déplace de gauche à droite le long des branches, on peut observer :

1. l’accroissement de la proportion du disque par rapport au bulbe,

2. l’ouverture des bras spiraux ( l’ouverture de leur angle)

3. il est facile de distinguer les étoiles isolées et les émissions de gaz rose (régions HII) ainsi que la couleur globale de la galaxie qui tend vers le bleu car les bras spiraux contiennent des étoiles jeunes, lumineuses et bleues,



4. qu’il y a plus d’hydrogène dans le disque (mais on ne peut le détecter avec les Faulkes Telescope).


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