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PHYSIQUE DES GALAXIES

Florence DURRET(Institut d’Astrophysique de Paris

et Université Pierre et Marie Curie)

COURS 2

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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

En quoi diffèrent les divers types de galaxies ?

Les contenus en étoiles, gaz et poussières sont différents selon les types de galaxies

Les elliptiques contiennent très peu de gaz et de poussières et sont principalement constituées d’étoiles vieilles ; il ne s’y forme plus d’étoiles (il ne reste plus de gaz pour en former)

Les spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il continue à s’y former des étoiles dans le disque, en particulier dans les bras spiraux

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

• Par l’imagerie dans différentes bandes, on peut voir que :

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

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

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

• 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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Spectres de deux galaxies

lointaines(z=3) ramenées à

décalage spectral nul.

Les spectres à z=0 (NGC 4214)

et z=3 se ressemblent

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Ajustement d’un spectre de galaxie par un modèle de population stellaire

Modèle

Spectre observé

Résidus(spectre-modèle)

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Populations stellaires : quelques résultats

• Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire (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

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Comment observe-t-on le gaz ?

• 90% H, 10% He

• Gaz 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

Orion

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Observation de l’hydrogène neutre (HI)

On observe le gaz neutre par la raie à 21 cm, raie de transition hyperfine à 21 cm (dans le domaine radio)

On peut cartographier la distribution du gaz neutre

On peut estimer 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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L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51

(Rots et al.)

Image HI Image optique

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L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101s’étend beaucoup plus loin que les étoiles

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

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Andromède en lumière visible (noir et blanc) et en CO (en orange)

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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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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 – satellite Spitzer)

Les poussières

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MESSIER 104 Type Sa

bande de

poussières

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Galaxies de divers types cartographiées à 24 μm par Spitzer

Bendo et al. (2007)

MNRAS 380, 1313

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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. chapitre « cinématique des galaxies »)

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

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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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ET EN PLUS ELLES TOURNENT !

MESURE DE LA ROTATION D’UNE GALAXIE

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Champ de vitesse

Fridman et al. 2001, A&A 371, 538

Le gaz ionisé : Hα

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Les courbes de rotation du gaz et des étoiles

• Gaz : raies d’émission en lumière visible ou émission à 21cm de l’hydrogène neutre HI (dans le domaine radio)

• Etoiles : raies d’absorption dans le visible

• Les propriétés cinématiques du gaz et des étoiles ne sont pas toujours identiques

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Etoiles : raies d’absorption dans le visible : exemple du triplet du calcium

Galaxie

Etoile

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IC 184

Courbes de rotationdu gaz (noir, vert), des étoiles (bleu) et modèle (rouge)

Las Campanas WHT (Canaries)

Márquez, Durret et al.2003, A&A 416, 475

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Exemples de contre-rotation dans les régions centrales

NGC 6860

Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

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QUELQUES COURBES DE ROTATION

Casertano & van Gorkom (1991) AJ 101,1231

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• Les disques des galaxies spirales sont aplatis parce que les spirales tournent sur elles-mêmes à grande vitesse (plusieurs centaines de kilomètres par seconde)

• Les propriétés cinématiques des galaxies spirales peuvent être modifiées par des interactions avec d’autres galaxies, et/ou par la présence d’une forte concentration de matière en leur centre (cas des galaxies à noyau actif)

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• Il est beaucoup plus difficile de détecter la rotation des galaxies elliptiques (pas de raies d’émission, car pas de gaz, et rotation très lente)

• On peut par exemple mesurer les vitesses des nébuleuses planétaires pour mesurer la rotation des galaxies elliptiques (cf. Centaurus A, Lokas 2007)

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La courbe de rotation des galaxies spirales ne décroît pas à grande distance du noyau

présence d’un halo de matière noire

On ne peut pas voir directement la matière noire, mais elle a des effets visibles sur les propriétés cinématiques

Probablement halos massifs de grande taille autour des galaxies

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Type Masse (M0)

Elliptiques naines 106

Petites spirales 1010

Voie Lactée 1.5 1011

Grandes spirales 3 1011

Elliptiques géantes 1013

1M0 = 2 1030 kg = masse du Soleil

Cette masse est principalement sous la forme d’étoiles (+ halo de matière noire)

LES MASSES DES GALAXIES

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Modèles de masses

Blais-Ouellette et al. 2001, AJ 121, 1952

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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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Les galaxies en interaction

On observe que les galaxies peuvent se regrouper par paires, petits groupes (quelques unités), grands groupes (quelques dizaines) et amas (jusqu’à plusieurs centaines).

Dans certains cas, il peut y avoir fusion de deux ou plusieurs galaxies; ainsi il existe souvent au centre des amas de galaxies une galaxie « géante » qui a probablement accrété un certain nombre de galaxies environnantes.

Notre Galaxie fait partie du « Groupe Local »

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LE SYSTÈME EN COLLISION NGC 2207 / IC 2163

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• Les galaxies peuvent passer l’une près de l’autre sans choc

• Seule force mise en jeu : la gravitation

• Très grand nombre de formes observées

• Les énergies mises en jeu sont énormes :

Mgal 1012 Mo = 2 x 1042 kg E ~ 1053 J

V relative = 300 km/s

• Il n’y a presque aucune véritable collision (choc de deux étoiles) Section efficace du soleil 1017 m2

Densité d’étoiles près du soleil 10-32 m -2

Probabilité de collision de deux étoiles 10-15

• Échelle de temps 300 x 106 ans simulations numériques

• Les étoiles sont un milieu sans collisions• Et pourtant le nombre de particules est très grand N ~1011 (paradoxe)

Les interactions de galaxies : généralités

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SIMULATIONS NUMÉRIQUES : PRINCIPE

• Paramètres orbitaux :

Rapport des masses des deux galaxies : M2 / M1

Vitesse relative à la distance minimum : V Paramètre d’impact (distance minimum) : b Angle d’attaque Sens de rotation des deux galaxies

• Paramètres de structure :

Masses des composantes : bulbe, disque, halo et parfois barre

• Évolution temporelle

• Problème : beaucoup trop de possibilités !

• Avantage : on étudie PASSE et FUTUR

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On définit S = Intensité de l’interaction agissant sur la galaxie primaire de masse M1 (la plus massive des deux galaxies)

S proportionnelle à G M2 / b V vc

G = constante de la gravitation

M2 = masse compagnon

b = paramètre d’impact

V = vitesse relative à l’impact

vc = vitesse de rotation de la galaxie primaire (la plus massive)

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Toomre (1978)« The large scale structure of the universe »

Proceedings of the Symposium, Tallin, Estonia, Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1978, p. 109

Décroissance du paramètred’impact b

↓↓

temps

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SIMULATIONS À N CORPS

Vues de Face

Vues de Profil

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LES INTERACTIONS SANS DESTRUCTION DES DEUX GALAXIES

• La matière est « tirée » par des forces gravitationnelles

• Collision de deux disques gazeux :

« Éclaboussures » de gaz et/ouChauffage du gaz par ondes de choc

• Selon l’inclinaison des disques, on a ou non des « ponts de matière » ou des « queues de marée »

• Transfert de masse si l’inclinaison de l’orbite < 45 et si b < 2 R Gal sinon il y a des “ponts de matière”

• Conséquence des transferts de matière : gaz comprimé formation d’étoiles

• Destruction totale si l’énergie mise en jeu (énergie cinétique) énergie potentielle de liaison

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LES RÉSULTATS D’INTERACTIONS

• Les galaxies à anneau

• Les coquilles autour des galaxies elliptiques

• Les barres (formation/destruction)

• Les bulbes « Boîtes » ou « Cacahuètes »

• Le gauchissement du plan des galaxies à disque

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LES GALAXIES À ANNEAU

• Rares : M2 / M1 0.1 – 1 et collision de face

• Onde de compression formation d’étoiles dans l’anneau

• Si la symétrie n’est pas totale, nombreuses formes possibles

(« Champignon Sacré » )

• Si l’impact se produit plus loin du centre spirale et étirement

• Si impact dans le plan du disque, « dégâts » plus grands car l’interaction dure plus longtemps épaississement du disque

• Collisions « rétrogrades » éventails (rares)

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AM 1724 – 622 LE « CHAMPIGNON SACRÉ »

pont de matière

51

Galaxies à anneauLorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriquescf. Lynds & Toomre 1976

52

Horellou & Combes 1999

Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondreavec les anneaux résonants dans les galaxies barrées

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Formation des anneaux polaires

• par fusion de galaxiesavec moments angulairesperpendiculaires

• par accrétion de gaz dansles parties externes

cf. Voie Lactée/ Grand Nuage de Magellan

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Formation des anneaux polaires

Par collision ?Bekki 1997, 1998

Par accrétion ?Schweizer et al. 1983Reshetnikov et al. 1997

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LA GALAXIE À COQUILLES (galaxie hôte du quasar MC2-1635+119)

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NGC 5907

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Collision mettant en jeu une galaxie barrée destruction de la barre

Influence des interactions sur les barres

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Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes

Ici une barre nucléaire (droite, champ de 36") au sein de la barre primaire (gauche, champ de 108")

La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (Combes et al. 2001)

NGC 5728DSS+CFHAdaptive OpticsNIR

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NGC 4314

Formation d'étoiles dansl'anneauentourantla barrenucléaire

Les barres nucléaires sont surtout visibles en IR proche, non perturbé par l'extinction

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Tol 0109 – 383 (filtre rouge) Bulbe « boîte »

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Profil vertical : bulbes cacahuètes

La barre dans une direction se développe en « cacahuète » au bout de quelques Gyr.Forme de boîte dans l'autre orientation.

Résonance en z(Combes & Sanders 1981,A&A 96, 164)

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NGC 128Galaxie « cacahuète »

COBE, DIRBE Voie Lactée

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Gauchissement du plan des galaxies à disque

Bottema 1996

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Messier 51et son compagnon NGC 5195

Toomre & Toomre1972

65

Les Antennes : simulations deToomre & Toomre (1972).La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noireet surtout sa concentration.

Hibbard website

66

Zoom sur les Antennes(satellite Herschel)

67

Exemples de fusions de galaxies(site web de Hibbard)

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Eclaboussures de gaz interstellaire

Messier 81, Messier 82, NGC 3077

HI Optique

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Groupe Local : reconstitution de l’interaction

Rapport de masse faible, de l’ordre de quelques %Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local

Les Nuages deMagellan passentdevant la Voie Lactée

V ~200 km/s

Contraintes sur lamasse de la Voie Lactée

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Le Courant MagellaniqueDétecté en hydrogène atomique HI à 21cm de longueur d ’ondeAutant de masse de gaz dans le courant que dans le Petit Nuage de Magellan (SMC)

Le gaz doit avoir été aspiré du Petit Nuage, selon les simulations

Putman et al. 1998

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Interactions avec la Voie Lactée

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Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie

Origine encore inconnue Leur masse dépend de leur distanceRésidus de la formation du Groupe Local ? --> très massifsOu juste chute des Nuages de Magellan ?

Origines multiples

Wakker et al. 1999

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Interaction avec Andromède

La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la VoieLactée, n’est qu’à 700 kpcElle se dirige vers nous à 300km/s

Sur la base de sa vitesse radiale, le temps d’approche est de 2 Gyr

Mais sa vitesse tangentielle estinconnue

Bientôt des mouvements propresavec le satellite GAIA (2013)

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Andromède : découverte d’un système de galaxies naines en rotation autour d’Andromède

(Ibata et al. 2013, Nature 493, 62)

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QUELQUES CONCLUSIONS Grande importance des collisions :

MorphologieÉvolution des galaxiesFormation d’étoiles

Processus inévitable dans la formation des grandes structures de l’Univers (Modèle Hiérarchique)

Étude (simulations numériques) rendue possible par :

- Ordinateurs puissants- Richesse des moyens observationnels (régions très peu

lumineuses, finesse des détails)

Et les interactions multiples ? (plus de deux) Sans doute relativement raresTrès difficiles à modéliser

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Une théorie alternative à la matière noire : MOND

• MOND = MOdified Newtonian Dynamics est la théorie développée par M. Milgrom à partir de 1983, avec quelques collaborateurs (Bekenstein, Sanders…) qui suppose qu’aux faibles accélérations (a) la gravitation newtonienne (force F) n’est plus valable

• F=ma μ(a/a0) avec μ(x)=x (1+x2)-1/2

x=a/a0 et a0 ~1.2 10-8 cm s -2

• Cette théorie explique bien les courbes de rotation des galaxies spirales, mais pas les observations dans les amas de galaxies (théorème du viriel, estimation de la masse totale à partir de l’émission en rayons X et à partir des lentilles gravitationnelles)

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Simulations numériques basées sur MOND : en haut, les Antennes, en bas une galaxie barrée

Combes & Tiret (2009) arXiv:0908.3289

Newton MONDMOND

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Plan du cours

• Historique• Principales techniques d’observation• 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• Distribution des galaxies dans l’Univers• Notions sur la formation et l’évolution des galaxies• Groupes et amas de galaxies

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Les galaxies à noyau actif ou AGN (Active Galactic Nuclei)

• Définition : galaxies possédant en leur centre une région très brillante et très compacte

• Les AGN sont le siège de phénomènes énergétiques très intenses

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Historique

• Première mention par Fath (1909) ?• Slipher (1917) : raies d’émission intenses dans le

spectre de NGC 1068• Hubble (1926) : idem plus NGC 4051 et NGC

4151• Seyfert (1943) : raies d’émission de haute

excitation dans les spectres, raies de l’hydrogène souvent plus larges que les autres

• Woltjer (1959) : noyaux non résolus 1-100 pc et largeur des raies larges implique masse centrale 1010 Msolaire si matière gravitationnellement liée

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Schmidt (1963) découvre le quasar 3C 273 aspect stellaire magnitude ~ 13 raies de Balmer à z=0.158 d’où magnitude absolue ~ -26.7 (environ 10 fois

plus brillante que les galaxies les plus brillantes)

Les quasars sont les régions centrales de galaxies

Difficulté d’observer la galaxie sous-jacente

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Largeurs de raies en km/s:

Si une raie a pour largeur Δλ à la longueur d’onde λ, on peut convertir Δλ en une vitesse v, avec v=c Δλ / λ

(c = vitesse de la lumière dans le vide

~ 300.000 km/s)

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Les différents types d’AGN

• Les quasars = les plus énergétiques (à toutes les longueurs d’onde);

- raies d’émission interdites étroites (200-500 km/s) à la fois de basse et de haute excitation

- raies permises larges (jusqu’à 104 km/s)• Les Seyfert 1 : idem quasars mais moins énergétiques• Les Seyfert 2 : toutes les raies d’émission sont étroites• Les radio galaxies : spectres analogues aux Seyfert 1 et 2

mais émission radio intense (jets et/ou lobes radio)• Les LINERS (Low Ionization Nuclear Emitting Regions) :

ressemblent aux Seyfert 2 avec raies de plus basse excitation

• Les blazars ou BL Lacertae (BL Lac) : rayonnement continu intense mais pas de raies (difficulté de déterminer leur distance)

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Quelques spectres

de galaxies

de Seyfert

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NGC 3516 : une galaxie variable !

S. Collin, séminaire IAP 2005

Schneider et al. 1991, AJ 102, 837

Un spectre de quasar :PC 1247+3406, z=4.897

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Physique du gaz ionisé

• Raies étroites proviennent de la NLR (Narrow Line Region)

[OIII] 4363/(4959+5007) donne température NLRTempérature ~ (1.0-2.0) 104 K

[SII] 6717/6731 donne densité NLR Densité 103-106 cm-3

• Raies larges proviennent de la BLR (Broad Line Region)Densité ~109 cm-3

Température ~ 104 K Profil et intensité des raies larges variables dans le

temps

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Le modèle « classique »

Trou noir supermassif (106-109 M0) au centre

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Alimentation des noyaux actifs

Les barres sont un moyen de précipiter le gaz vers le centre pour alimenter les AGN

Pourtant, dans une première étape, la matière est piégée dans les anneaux à la résonance interne de Lindblad

La barre secondaire permet d'aller plus loin, de prendre le relais

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Détermination des dimensions des régions émettrices

• Variations observées sur une durée Δt

dimension de la source < c. Δt

dimension de la BLR = quelques jours à quelques années lumière

= quelques pc

• Dimensions de la NLR = des centaines de pc• Existence parfois d’une ENLR (Extended NLR) pouvant

atteindre plusieurs dizaines de kpc