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PHYSIQUE DES GALAXIES

Florence DURRET(Institut d’Astrophysique de Paris)

COURS 2

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Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours dans :

www.iap.fr/users/durret/M1/

Cours de 2 heures lundi 21/10, 28/10, et 25/11 de 9h à 11h

Cours de 4 heures lundi 18/11 de 9h à 13h

Examen lundi 2/12 (horaire à confirmer)

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Plan du cours

• Historique• Principales techniques d’observation des galaxies• Morphologie des galaxies

• Distances des galaxies• Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière

noire• Cinématique des galaxies• Galaxies en interaction ; simulations numériques• Les galaxies à noyau actif• Groupes et amas de galaxies• Distribution des galaxies dans l’Univers• Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

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Distances des galaxies

Quelques définitions :• 1 UA (Unité Astronomique) = 150 millions de km

= distance moyenne Terre-Soleil• 1 année lumière = distance parcourue par la

lumière en 1 année ≈ 1016 m• 1 pc (parsec) = distance d’une étoile dont la

parallaxe est 1 seconde d’arc ≈ 3,25 année lumière = 3,09 1016 m

• 1 kpc = 103 pc (dimension galaxie)• 1 Mpc = 106 pc (distance galaxies proches)

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Quelques ordres de grandeur

• Echelle de l’homme : le m• Echelle accessible à pied : le km• Le rayon de la planète Terre = 6400 km• Le rayon de la planète Jupiter = 70.000 km• Le rayon du Soleil = 700.000 km

• La distance Terre-Soleil = 150 106 km • La distance Pluton-Soleil = 5.9 109 km• La distance à l’étoile la plus proche (Proxima du Centaure)

≈ 4 années lumière = 4 1013 km• La distance à la galaxie la plus proche (Grand Nuage de

Magellan) = 150.000 années lumière = 50 kpc• Distances des galaxies : s’expriment en Mpc (ou en redshift)

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Les magnitudes

• Flux F = quantité d’énergie reçue par unité de temps et de surface du détecteur

• Magnitude apparentem = -2.5 logF +cte (F=flux)

Attention, un objet de grande magnitude est faible !

• Magnitude absolue = magnitude apparente qu’aurait une étoile si elle était située à 10 pc

m-M = 5logDpc -5

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LA MESURE DES DISTANCES

• On mesure la distance des étoiles proches (de notre Galaxie) par leur parallaxe

• Pour déterminer la distance des galaxies, on a ensuite construit une échelle de distances de proche en proche grâce à une succession d’indicateurs dans notre Galaxie d’abord, puis dans les galaxies proches

Indicateurs primaires : certains types d’étoiles variables : les Céphéides, les RR Lyrae, les novae

Indicateurs secondaires : les régions HII, les étoiles supergéantes, les amas globulaires

Indicateurs tertiaires : les supernovae, les diamètres et luminosités des galaxies

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CONVERSION EN UNITES PHYSIQUES (DISTANCES) D’ANGLES MESURES SUR LES IMAGES

On connaît l’optique Télescope + Détecteur ε = dimension angulaire d’un pixel sur le ciel (en secondes d’arc)

Sur une image, on peut mesurer la distance entre deux points en pixels (par ex. entre le centre d’une galaxie et une région à étudier), soit rpx

On convertit rpx en angle ω (en secondes d’arc), soit ω = ε rpx

tg ω = d/D ω rad où D= distance de la galaxie

d’où d en kpc si D est en kpc (ω rad en radians)

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LA NOTION DE PARALLAXE (ÉTOILES PROCHES)

La terre tourne autour du soleil :Au 21 mars elle est en T1 et voit l’étoile vers 1Au 21 septembre elle est en T2 et voit l’étoile vers 2

Sur deux images prises à 6 mois d’intervalle, on voit se déplacer l’étoile par rapport aux autres étoiles (lointaines donc fixes)

T1

T2

1

2

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On connaît l’optique Télescope + Détecteur Correspondance pixel secondes d’arc

Donc on peut mesurer 2ω parallaxe = ω

tg ω = ST SE ω rd d’où SE = distance de l’étoile

DIFFICULTE : les ω sont de petits angles, donc difficiles à mesurer, et seulement mesurables pour étoiles proches

Le satellite Hipparcos a mesuré la parallaxe de 100.000 étoiles au début des années 1990

Le satellite GAIA (lancement prévu le 20 novembre 2013) mesurera la parallaxe d’environ 106 étoiles de notre Galaxie, et aussi d’étoiles des galaxies proches. Au total, il observera TOUS les objets de magnitude V<20 en 5 ans.

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UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES : LES CÉPHÉIDES

Etoiles dont l’éclat varie ; la période P de ces variations dépend de leur luminosité moyenne : P est d’autant plus courte que l’éclat moyen est faible, c’est à dire que la magnitude apparente m est élevée (Henrietta Leavitt, 1912)

M = a log P + b où M est la magnitude absolue moyenne.

Henrietta Leavitt (1868-1921)

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Deux exemples de Céphéides (étoiles pulsantes)

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M = a log P + b

a et b déterminés à partir de Céphéides de notre Galaxie (distance mesurée par ailleurs, par exemple avec parallaxes)

Pour une étoile de distance inconnue, on mesure sa période P

on déduit sa magnitude absolue M

actuellement M = -1.43 -2.81 log P (Feast & Catchpole 1997)

on mesure par ailleurs sa magnitude apparente m

on obtient la distance D de l’étoile grâce à la relation:

m - M = 5 log Dpc – 5

on fait de même pour une galaxie contenant une ou plusieurs Céphéides

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Les Céphéides des Nuages de Magellan

Années 1960 Années 1990

Les observations sont plus précises et il y a en réalité deux séquences !

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UN DEUXIEME INDICATEUR DE DISTANCES : LES SUPERNOVAE

Les supernovae sont des étoiles massives qui explosent à la fin de leur « vie » en libérant une quantité d’énergie considérable.

Un certain type de supernovae, les SNIa, présente dans son spectre une large raie d’absorption due au silicium et l’absence de raies d’hydrogène.

La magnitude absolue Mmax qu’atteignent les SNIa au maximum de leur éclat est constante d’une

étoile à l’autre à 25% près et vaut environ -19.5.

En mesurant leur magnitude apparente au maximun d’éclat on peut donc déterminer leur distance avec

m - M = 5 log Dpc - 5

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COURBES DE LUMIÈRE DES SUPERNOVAE

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On réduit la dispersion en utilisant diverses autres corrélations entre Mmax et d’autres observables, en particulier la vitesse de décroissance s (pente) de la courbe de lumière.

On a alors une relation

s – Mmax analogue à la relation période – luminosité des Céphéides.

Il existe un programme de recherche systématique des supernovae, en particulier à grand décalage spectral qui a d’importantes conséquences en cosmologie (prix Nobel 2011)

Re

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UN TROISIEME INDICATEUR DE DISTANCES : LA RELATION DE TULLY-FISCHER

Il existe une relation entre la magnitude absolue totale M d’une galaxie et la valeur maximale Vmax de la vitesse de rotation du disque de la galaxie :

- M = a log Vmax + b

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Vmax peut-être déterminé à partir de la courbe de rotation, ou

par la largeur W du profil d’émission de la raie à 21 cm de l’hydrogène neutre.

Ceci n’est possible que pour les galaxies spirales.

Il faut tenir compte de l’inclinaison i de la galaxie :

Vmax = W / 2sini

w

Profil d’émission de la raie à 21 cm

Fréquence

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La relation de Tully-Fischer (suite)

- M = a log Vmax + b

a et b déterminés à partir de galaxies dont on connaît déjà la distance par des indicateurs primaires la mesure de Vmax permet de calculer M on mesure la magnitude apparente m d’où la distance D avec m - M = 5 log Dpc - 5

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LA MESURE DES DISTANCES DES GALAXIES PAR SPECTROSCOPIE

• On constate que les spectres de toutes les galaxies (sauf quelques galaxies très proches) sont décalés vers le rouge (grandes longueurs d’onde, ou petites fréquences) par rapport aux spectres des étoiles de notre Galaxie : effet Doppler-Fizeau

• Donc les galaxies s’éloignent les unes des autres

• On mesure leur décalage spectral et on déduit leur vitesse d’éloignement, puis leur distance avec la loi de Hubble

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SPECTRE D’ÉTOILE (dans notre Galaxie)

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GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU

Vitesse de la galaxie cZ par rapport à M31 10583 20 km/s Z = 0.0353

Noir : M31

Rouge :Z à mesurer

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SPECTRE DE GALAXIE EN ÉMISSION

Vitesses mesurées avec H = 2149 km/s [OIII = 2111 km/s

l

H

HeI

I

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La spectroscopie permet de mesurer le décalage vers le rouge (redshift) Z de chaque galaxie :

Z= ( - 0 )/ 0

= longueur d’onde d’une raie mesurée dans le spectre de la galaxie étudiée0 = longueur d’onde de la même raie mesurée en laboratoire.

Le décalage spectral Z permet d’estimer leur vitesse d’éloignement v :

V ~ c Z si Z est petit

V ~ c [ (1+ Z)2 – 1 ] / [ (1+ Z)2 + 1 ] pour Z plus grand

Hubble a montré que la distance D des galaxies était proportionnelle à leur vitesse d’éloignement V ( relation de Hubble)

V = H0 D

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RELATION DE HUBBLE

Galaxies proches Galaxies un peu plus lointaines

Notes : ici v=cz et les distances ont été déterminées autrement que par le décalage spectral la pente calculée par Hubble était près de 10 fois trop grande

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D’où la distance D correspondante :

D = V / H0

où H0 est la “Constante de Hubble”

Les différents indicateurs ont permis de calibrer la constante de Hubble

H0 telle que D = V / H0

Connaissant V on peut alors déduire D

La valeur actuellement admise pour H0 est :73 2(statistical error) 4(systematic error) km s-1 Mpc-1

(Freedman & Madore 2010, Annual Review of Astronomy & Astrophysics 48, 673)

74.8 3.1 km s-1 Mpc-1

(Riess et al. 2011, ApJ 730, 119, erratum ApJ 732, 129, et ApJ 752, 76)

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Plan du cours

• Historique• Principales techniques d’observation des galaxies• Morphologie des galaxies• Distances des galaxies

• Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire

• Cinématique des galaxies• Galaxies en interaction ; simulations numériques• Les galaxies à noyau actif• Groupes et amas de galaxies• Distribution des galaxies dans l’Univers• Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

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QUE CONTIENT UNE GALAXIE ?

• des étoiles

• du gaz neutre et/ou ionisé

• des poussières

• de la matière noire

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Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies?

• Par l’imagerie dans différentes bandes, on peut voir que : Les contenus en étoiles, gaz et poussières sont différents selon les types de

galaxies

En quoi diffèrent les divers types de galaxies ?

a) Les elliptiques et lenticulaires contiennent très peu de gaz et de poussières et sont principalement constituées d’étoiles vieilles ; elles émettent plus de lumière dans le rouge que dans le bleu : elles sont riches en étoiles rougees, donc froides et vieilles ; tout le gaz a servi à former des étoiles, donc il n’en reste quasiment plus

b) Les disques des galaxies spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il s’y forme encore des étoiles, en particulier dans les bras spiraux ; la présence d’étoiles jeunes donne donc aux bras spiraux une couleur bleue

31Une galaxie peut avoir un aspect très différent selon la longueur d’onde à laquelle elle est observée

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Andromède en lumière visible et en CO (en orange)

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Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? (suite)

• Par la spectroscopie :

a)On confirme les résultats ci-dessus de manière beaucoup plus fine

b)On peut estimer les proportions d’étoiles de chaque type en ajustant des modèles de populations stellaires

âge, métallicité, dispersion de vitesses

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Quelques spectres à bas (NGC

4214) et haut redshift,

ramenés à z=0

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Ajustement par un modèle de population stellaire

Modèle

Spectre observé

Résidus

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Age, métallicité, masse des étoiles

métallicité

âge

masse stellaire

erreurscorres-pondantes

Fraction de galaxies

Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

44.254 galaxies (Sloan DigitalSky Survey)

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Relation âge-métallicitédans 6 intervalles de masse

âge âge

mét

allic

ité

5616 « late » type 26003 « early » type

Contours:26%68%95%99%deconfiance

Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

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Quelques résultats

• Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire totale (c.à.d. la masse sous forme d’étoiles)

• Métallicité et âge ne sont pas déterminés par la masse de façon unique

• Métallicités stellaires élevées correspondent à des zones où la métallicité du gaz aussi est élevée

• Populations stellaires jeunes et pauvres en métaux existent surtout dans galaxies peu massives

• La masse stellaire n’est pas le seul paramètre déterminant l’histoire de la formation d’étoiles

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Comment observe-t-on le gaz ?

• 90% H, 10% He

• Le gaz peut être neutre, moléculaire, ionisé

H

He

Poussière

10-405 107

10103 - 105105 - 1061 – 5 109

10 000103 - 104100 - 1000

100 - 10000.1 – 103 109HI

HII

H2

Poussière

Masse Nuage TDensité

Msol Msol(K)cm-3

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Observation de l’hydrogène neutre (HI)

On observe l’hydrogène neutre par la raie à 21 cm dans le domaine radio

On peut cartographier la distribution du gaz neutre On estime la masse totale de ce gaz HI pour une

galaxie donnée Il est beaucoup plus facile de détecter une spirale

qu’une elliptique à 21 cm, parce que la quantité de gaz y est beaucoup plus grande

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Le gaz HI

• Raie de transition hyperfine à 21 cm

• Transition rare mais gaz abondant

Pôles alignés(+haute énergie)

Pôles opposés(+basse énergie)

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L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51

(Rots et al.)

Image HI Image optique

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L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101

Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101superposés sur l’image optique

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Observation du gaz ionisé

On observe le gaz ionisé dans le domaine visible, ultraviolet ou infrarouge par ses raies d’émission

Les raies d’émission peuvent être détectées : en spectroscopie

en imagerie à l’aide d’un filtre à bande passante étroite qui ne laisse passer que la lumière dont la longueur d’onde correspond à la raie

Il faut alors soustraire la contribution du rayonnement continu pour n’avoir plus que l’émission dans la raie

L’image dans le continu est obtenue avec un filtre n’incluant aucune raie d’émission (sinon on fait une correction)

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Le gaz ionisé : H

Comparaison HI / H

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Le gaz ionisé dans PKS 2158 – 380

Image [OIII] + Continu Image Continu Image [OIII]

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Modes d’ionisation du gaz

• Le gaz peut être ionisé : par le rayonnement ultraviolet émis par des étoiles

chaudes (régions HII) par le rayonnement ultraviolet émis par le noyau actif

(s’il y en a un, cf. cours « galaxies à noyau actif ») par des ondes de choc (provoquées par ex. par des

interactions de galaxies)

• Selon le type d’ionisation dominant, les rapports d’intensités des raies d’émission sont différents

• Intérêt de la spectroscopie à fente longue et de la spectroscopie intégrale de champ

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La spectroscopie à fente longue

• On choisit l’angle de position de la fente du spectrographe et on obtient le spectre de plusieurs régions alignées le long de la fente (cf. NGC 6951)

• On peut ainsi comparer les rapports d’intensités de raies d’émission en diverses zones

• On peut aussi tracer les courbes de rotation des galaxies spirales (cf. chapitre « cinématique des galaxies »)

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La spectroscopieà fente longue :exemple de la galaxiede Seyfert NGC 5506

Durret & Bergeron (1988) A&AS 75, 273

Les spectres dans diverses régions sont différents : les rapports d’intensités des raies varient avec la distance au centre (noyau actif), impliquant que

la température du gaz et/ou les abondances relatives des éléments varient

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Les PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons)

H2

PAH

PAH

H2

H2

PAH

PAHH2

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Dans les images en lumière visible, on peut voir un obscurcissement de certaines régions dû aux poussières

Des images en lumière infrarouge permettent de mettre en évidence la distribution des poussières

On peut tracer les régions de formation d’étoiles grâce aux poussières, qui sont chauffées par le rayonnement des étoiles jeunes et réémettent en infrarouge (par exemple à 24 μm – données des satellites Spitzer et Herschel)

Les poussières

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Galaxies de divers types cartographiées à 24 μm par le satellite Spitzer

Bendo et al. (2007)

MNRAS 380, 1313

53La galaxie M51 vue par le satellite Herschel

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Les poussières (suite)

Plus la longueur d’onde d’observation est grande, plus les poussières que l’on détecte sont froides (corps noir)

Les poussières sont principalement constituées de silicates et de graphite (diamètre moyen de l’ordre de 0.5 μm)

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La matière noire

• Courbes de rotation plates impliquent présence de masse invisible : la matière noire (cf. cours « cinématique des galaxies »)

• Présence de matière noire dans les amas de galaxies (cf. cours « amas de galaxies »)