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Astronomie Extragalactique

Astronomie Extragalactique. Cours 8: Amas de galaxies. Amas de galaxies. Pourquoi est-ce important d’étudier les amas de galaxies ? Formation des galaxies: qu’est-ce qui s’est formé d’abord, les galaxies ou les amas (top-down ou bottom-up) – Hierarchical clustering: bottom-up

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Astronomie Extragalactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 8: Amas de galaxies

  2. Département de physique Amas de galaxies • Pourquoi est-ce important d’étudier les amas de galaxies ? • Formation des galaxies: qu’est-ce qui s’est formé d’abord, les galaxies ou les amas (top-down ou bottom-up) – Hierarchical clustering: bottom-up • Morphologie des galaxies (Dressler 1980) • Évolution des galaxies: difficile à voir pour les galaxies individuelles – plus facile propriétés des amas vs z (e.g. Butcher-Oemler)

  3. Département de physique Amas de galaxies • Définition: augmentation du nombre de densité de surface s de galaxies par rapport au nombre de densité du background <s/sbg> > N À déterminer

  4. Département de physique Amas de galaxies • Définition de Abell (1958) • N > 50 m3 < m < m3 + 2 • N > 50 - contenus dans un cercle de rayon = 1.7/z arcmin ~ 1.5 h100-1 Mpc autour du centre • 0.02 < z < 0.20 ~ 6000 km/s ~ 60000 km/s h100 = H0/100

  5. Département de physique Amas de galaxies • Classification de Abell (1965) • Amas réguliers: • Condensés • Symétrie sphérique • N ~ 102 – 103 • M E & S0 • Peu de S • Amas irréguliers: les autres

  6. Amas réguliers Concentration centrale Structure sphérique bien définie Dimension ~ 1-10 Mpc Amas de Coma Amas irréguliers Centre mal définie Dimension ~ 1-10 Mpc Amas de la Vierge Département de physique Amas de galaxies

  7. Département de physique Amas de galaxies • Classification de Zwicky (1961) • s/sBG> 2 • N > 50 m1 < m < m1+3 • Pas de limite sur z

  8. Département de physique Amas de galaxies • Classification de Zwicky • Compact: • 1 condensation centrale de galaxies brillantes N > 10 en contact (apparent) • Symétrie sphérique • Medium-compact: • 1 condensation centrale de galaxies brillantes – pas de contact (apparent) • Plusieurs condensations • Open: • Pas de condensation • s/sBG~ 5 Effet de sélection

  9. Département de physique Amas de galaxies • Système de Bautz-Morgan (1970): système basé sur la façon dont un amas est dominé par sa galaxie la plus brillante (cD) Type Description • Amas dominé par une seule galaxie cD (au centre) • Galaxies les plus brillantes de l’amas intermédiaires entre cD et elliptiques géantes normales (Coma) • Amas sans galaxie dominante (Virgo)

  10. Département de physique Amas de galaxies • Principaux problèmes avec B-M: • Le système B-M est très vulnérable à la contamination des galaxies du champ (galaxie brillante du champ III I) • Le système B-M est affecté par la distance. K-dimming masque l’enveloppe d’une cD elliptique normale • Si 2 ou plusieurs galaxies dominent pas de place dans la classification

  11. Département de physique Amas de galaxies • Système de Oemler: système basé sur la proportion des différents types morphologiques: • Amas cD: • Dominé par des galaxies super-géantes au centre • Pas de spirale au centre • Plus grande proportion d’elliptiques • Dense, sphérique, concentré • Rapport E:S0:S ~ 3:4:2

  12. Département de physique Amas de galaxies • Système de Oemler (suite): • Spiral-rich: • Composition semblable au champ (field) • Densité faible, irrégulière, pas concentré • Pas de ségrégation (masse ou type) • Rapport E:S0:S ~ 1:2:3 • Spiral-poor: • Intermédiaire • Composition dominée par S0 • Ségrégation (masse & type) • Rapport E:S0:S ~ 1:2:1

  13. Dressler 50 % S + Irr 35 % S0 15 % E M < 16.5 (non complet) Sandage & Tammann 80 % S + Irr 10 % S0 10 % E M < 13 (complet – Shapley-Ames) Département de physique Galaxies du champ Biais de Malmquist

  14. Département de physique Temps & grandeurs caractéristiques • Crossing time • Two-body relaxation time • Temps de collision • Masse caractéristique • Densité caractéristique • M/L caractéristique

  15. Département de physique Crossing time (temps dynamique) • Tcr = temps requis pour qu’une galaxie voyageant dans un amas à une vitesse v traverse le rayon R Tcr = R/v ~ 6 x 108 ans x [(R/Mpc) / (vr/103 km/s)] • vr = vitesse radiale observée • symétrie sphérique v2 = 3vr2 Tdyn~ R/sv • R = 10 Mpc Tcr = 6 x 109 ans < temps de Hubble • R > 35Mpc (régions extérieures d’un super-amas) • Tcr> temps de Hubble (pas le temps de passer au centre)

  16. Département de physique Crossing time • Système de classification d’Oemler • Amas cD: dense & concentré R Tcr E+S0 S • Amas spiral-rich: peu dense & peu concentré R Tcr E+S0 S • Suggère encore une fois l’importance des mergers S E + S0

  17. Département de physique Two-body relaxation time • T2B = temps requis pour que les collisions changent d’une façon significative la distribution originale de vitesses T2B = v3/(4 p G2 Mg2 N lnL) T2B = 2 x 1010ans x (vr/103 km/s)3 (Mg/1012 MS)2(N/103 Mpc-3) lnL • Galaxies relaxent rapidement ~ Mg, N, 1/vr, L Nb de densité Paramètre d’impact (halo?) Def. alternative TR = temps qu’il faut à une particule pour oublier ses conditions initiales pour cause de multiples interactions proches

  18. Département de physique Two-body relaxation time • Régions centrales d’amas riches (N ~ 3 x 103 gal. Mpc-3) T2B ~ 109 ans two-body relaxation important pour les galaxies massives • Régions extérieures (N petit) T2B > 1010 ans two-body relaxation pas important • Effet de relaxation: ségrégation spatiale et en vitesses des galaxies selon leur masse

  19. Département de physique Two-body relaxation time • Seuls les amas ouverts et les groupes compacts sont très relaxés • Les amas globulaires ne sont relaxés que très marginalement

  20. Département de physique Two-body relaxation time • Le fait que les particules oublient leur énergie initiale conduit à une équipartition d’énergie • En un T2B, les énergies cinétiques des particules ne dépendent que de leur masse • Dans un système sphérique, les particules les plus massives se déplaceront donc moins vite et orbiteront moins loin du centre du puits de potentiel • On assistera à une ségrégation par masse (particules plus massives plus concentrées au centre) • Donc, le temps d’équipartition et de ségrégation sont du même ordre que T2B

  21. Département de physique Temps de collision • Tcoll = temps moyen entre les collisions d’une galaxie avec un autre membre de l’amas Tcoll = [21/2 v N p Rg2]-1 ~109 ans[(vr/103 km/s)(N/103 Mpc-3)(Rg/10 kpc)]-1

  22. Département de physique Temps de collision • Dans les régions centrales d’un amas régulier: Tcoll~ 108-109 ans pour Rg ~ 10 kpc probabilité de mergers élevée • Dans les régions peu dense d’amas réguliers ou dans les amas irréguliers (N < 102 Mpc-3) Tcoll > 1010 ans peu de chance de merger

  23. Département de physique Masse & Densité centrale • Masse totale d’un amas (théo. du viriel) M = v2 Re/G M ~ 0.7 x 1015 Msol x[(vr/103 km/s)2 (Re/Mpc)] • Densité centrale (sphère iso.) r0 = 9 vr2/ 4 p G Rc2 r0 ~ 3 x 1015 Msol/Mpc3 x [(vr/103 km/s)/(Rc/0.25 Mpc)]2

  24. Département de physique M/L (centre des amas) (M/L)c = 2 r0 Rc / s0 (M/L)c = 9 vr2 / 2 p G s0 Rc ~ 133 h50 Msol/Lsol x [(vr/103 km/s) \/(s0/10Lsol pc-2)(Rc/0.25 Mpc)] • Valeurs typiques: • M ~ 1015+/-1 h50-1 Msol • L ~ 1012-1013 h50-2 Msol • M/L ~ 50-500 h50 Msol/Lsol • <M/L> ~ 200 h50 Msol/Lsol

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