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PHYSIQUE DES GALAXIES

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PHYSIQUE DES GALAXIES. COURS 2. Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris). Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours dans : www.iap.fr/users/durret/M1/

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slide1

PHYSIQUE

DES

GALAXIES

COURS 2

Florence DURRET

(Institut d’Astrophysique de Paris)

slide2
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)

plan du cours
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
distances des galaxies
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)
quelques ordres de grandeur
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)
les magnitudes
Les magnitudes
  • Flux F = quantité d’énergie reçue par unité de temps et de surface du détecteur
  • Magnitude apparente

m = -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

la mesure des distances
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
conversion en unites physiques distances d angles mesures sur les images
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  ωrad où D= distance de la galaxie

d’où d en kpc si D est en kpc (ωrad en radians)

la notion de parallaxe toiles proches
LA NOTION DE PARALLAXE (ÉTOILES PROCHES)

La terre tourne autour du soleil :

Au 21 mars elle est en T1 et voit l’étoile vers 1

Au 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)

1

T2

2

T1

slide10
On connaît l’optique Télescope + Détecteur  Correspondance pixel  secondes d’arc

Donc on peut mesurer 2ω  parallaxe = ω

tg ω = ST  SE  ωrd 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.

un premier indicateur de distances les c ph ides
UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES : LES CÉPHÉIDES

Henrietta Leavitt (1868-1921)

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.

slide13

 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
les c ph ides des nuages de magellan
Les Céphéides des Nuages de Magellan

Années 1960

Années 1990

Les observations sont plus précises

et il y a en réalité deux séquences !

un deuxieme indicateur de distances les supernovae
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 absolueMmax 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

slide17
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

un troisieme indicateur de distances la relation de tully fischer
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 logVmax + b

slide19
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

Profil d’émission de la raie à 21 cm

w

Fréquence

la relation de tully fischer suite
La relation de Tully-Fischer (suite)

- M = a logVmax + 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

la mesure des distances des galaxies par spectroscopie
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
galaxie de decalage spectral z inconnu
GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU

Noir : M31

Rouge :

Z à mesurer

Vitesse de la galaxie cZ par rapport àM31

10583  20 km/s Z = 0.0353

spectre de galaxie en mission
SPECTRE DE GALAXIE EN ÉMISSION

H

HeII

l

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

slide25
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 étudiée

0 = longueur d’onde de la même raie mesurée en laboratoire.

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

V ~ c Zsi 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

slide26

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
slide27
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)

plan du cours1
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
que contient une galaxie
QUE CONTIENT UNE GALAXIE ?
  • des étoiles
  • du gaz neutre et/ou ionisé
  • des poussières
  • de la matière noire
slide30
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 ?

  • 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
  • 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
slide31

Une galaxie peut avoir un aspect très différent

selon la longueur d’onde à laquelle elle est observée

slide33
Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? (suite)
  • Par la spectroscopie :
  • On confirme les résultats ci-dessus de manière beaucoup plus fine
  • On peut estimer les proportions d’étoiles de chaque type en ajustant des modèles de populations stellaires

âge, métallicité, dispersion de vitesses

slide35

Modèle

Spectre observé

Résidus

Ajustement par un modèle de

population stellaire

age m tallicit masse des toiles
Age, métallicité, masse des étoiles

44.254 galaxies (Sloan Digital

Sky Survey)

Fraction de galaxies

erreurs

corres-pondantes

métallicité

âge

masse stellaire

Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

relation ge m tallicit dans 6 intervalles de masse
Relation âge-métallicitédans 6 intervalles de masse

5616 « late » type

26003 « early » type

Contours:

26%

68%

95%

99%

de

confiance

métallicité

âge

âge

Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

quelques r sultats
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
comment observe t on le gaz

3 109

0.1 – 10

100 - 1000

100 - 1000

103 - 104

10 000

1 – 5 109

105 - 106

103 - 105

10

5 107

10-40

Comment observe-t-on le gaz ?
  • 90% H, 10% He
  • Le gaz peut être neutre, moléculaire, ionisé

Masse

Nuage

T

Densité

HI

HII

H2

Poussière

(K)

Msol

Msol

cm-3

slide40
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
le gaz hi
Le gaz HI
  • Raie de transition hyperfine à 21 cm

Pôles alignés

(+haute énergie)

Pôles opposés

(+basse énergie)

  • Transition rare mais gaz abondant
l hydrog ne neutre hi dans m 51
L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51

Image HI

Image optique

(Rots et al.)

l hydrog ne neutre hi dans m 101
L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101

Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101

superposés sur l’image optique

observation du gaz ionis
Observation du gaz ionisé

On observe le gaz ionisé dans le domaine visible, ultraviolet ou infrarouge par ses raiesd’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)

le gaz ionis h a
Le gaz ionisé : Ha

Comparaison HI / Ha

le gaz ionis dans pks 2158 380
Le gaz ionisé dans PKS 2158 – 380

Image [OIII] + Continu

Image Continu

Image [OIII]

modes d ionisation du gaz
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
la spectroscopie fente longue
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 »)
slide49

La spectroscopie

à fente longue :

exemple de la galaxie

de Seyfert NGC 5506

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

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

les poussi res
Les poussières

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)

slide52
Galaxies de divers types cartographiées à 24 μm par le satellite Spitzer

Bendo et al. (2007)

MNRAS 380, 1313

les poussi res suite
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)

la mati re noire
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 »)