Amas et groupes de galaxies

1. Amas et groupes de galaxies • Introduction • Le groupe local • Amas de galaxies • Rayonnement X des amas

2. Introduction Distribution des galaxies non homogène dans l’espace

3. Introduction - 2 • Amas : concentration de plus de ~50 galaxies diamètre supérieur à ~1.5 Mpc/h masse > ~3·1014 MO • Groupes : les concentrations plus petites masse ~3·1013 MO

4. Le groupe local

5. Le groupe local - 2

6. Le groupe local - 3 M 31 – M 32 – NGC 205

7. Le groupe local - 4 M 33

8. Le groupe local - 5 Grand nuage de Magellan (LMC)

9. Le groupe local - 6 Petit nuage de Magellan (SMC)

10. Le groupe local - 7 NGC 6822

11. Le groupe local - 8 IC 10

12. Le groupe local - 10 Naine du Sagittaire : • dans la direction du centre galactique, très faible, détectée via l’analyse de la cinématique des étoiles, non reliées à celles du bulbe. • proche (20 kpc), subit forces de marée importantes de notre Galaxie, lui arrachant des étoiles qu’on retrouve le long de sa trajectoire

13. Amas de galaxies • amas ↔ surdensité de galaxies dans un angle solide donné • si on classe les galaxies par brillance décroissante → mk = magnitude de la kème plus brillante galaxie de l’amas Critère d’Abell (1958) un amas de galaxie est une concentration de : – plus de 50 galaxies de magnitude m : m3 < m < m3+2 – localisées dans un cercle de rayon angulaire θa < 1΄.7/z (dans le catalogue d’Abell, z est estimé à partir de m10, supposée identique pour tous les amas)

14. Amas de galaxies - 2 Catalogue d’Abell • établi visuellement sur plaques photos • couvre 2/3 de la voûte céleste • z < 0.2

15. Amas de galaxies - 3 Classification morphologique cD : galaxie cD au centre B : 2 gal. brillantes au centre L : alignement des gal. dominantes F : forme oblate sans gal. dominante C : noyau > 4 gal. brillantes I : irrégulier évolution • amas réguliers : plus compacts, plus d’elliptiques, plus grande densité centrale (→ amas évolués) • amas irréguliers : plus ouverts, plus de spirales, moins denses (→ amas en cours de formation)

16. Amas de galaxies - 4 Abell 2029 – cD

17. Amas de galaxies - 5 Coma – B

18. Amas de galaxies - 6 Persée – L

19. Amas de galaxies - 7 Abell 2065 – C

20. Amas de galaxies - 8 Abell 1291 – F

21. Amas de galaxies - 9 Hercule – I

22. Amas de galaxies - 10 Dynamique des amas • Masse dynamique pour un système isolé en équilibre dynamique : R = distance caractéristique entre 2 galaxies ~ rayon de l’amas σ = dispersion de vitesses (déduite des vitesses radiales en supposant une certaine distribution spatiale) avec R ~ 3 Mpc et σ ~ 1000 km/s → M ~ 1015 MO → masse amas >> somme des masses des galaxies (même tenant compte de leurs halos de matière sombre)

23. Amas de galaxies - 11 • Temps de traversée (crossing time) pour un amas de taille R et une dispersion de vitesse des galaxies σ : tcross ~ R/σ(*) R ~ 1 – 10 Mpc et σ~ 1000 km/s → tcross ~ 1 – 10 Gyr → les galaxies ont à peine eu le temps d’effectuer une ou quelques orbites (*) en exprimant R en Mpc et σ en 1000 km/s, on obtient t en milliards d’années

24. Amas de galaxies - 12 • Temps de relaxation (1) temps pour que les collisions à 2 corps – réalisent l’équipartition de l’énergie – rendent la distribution de vitesses isotrope pour un amas contenant N galaxies : avec N ~ 100 – 1000 et tcross ~ 1 – 10 Gyr → t2–body ~ 4 – 200 Gyr (2) temps de relaxation tenant compte d’une composante diffuse (gaz et/ou matière sombre) : : fgal = fraction de la masse qui est dans les galaxies → trelax > âge de l’Univers

25. Amas de galaxies - 13 → relaxation par collisions non significative (sauf, éventuellement, pour des sous-groupes compacts au centre de l’amas) Conséquence de la relaxation par collisions : – équipartition de l’énergie → les galaxies les plus massives doivent se retrouver au centre – or, c’est ce qu’on observe généralement – mais on pense que c’est plutôt dû à la friction dynamique et aux fusions…

26. Amas de galaxies - 14 • Relaxation violente Pour expliquer la forme régulière des galaxies elliptiques alors que les collisions à 2 corps sont négligeables, Donald Lynden-Bell introduit en 1967 une formulation statistique d’un « gaz sans collision » soumis à sa propre gravité → baptise le phénomène « relaxation violente » Son temps caractéristique est Le même raisonnement peut être appliqué aux amas → il leur faut malgré tout au moins quelques milliards d’années pour se relaxer → la majorité des amas ne sont sans doute pas relaxés → cela a-t-il un sens de déterminer leur masse par le thm. du viriel ?

27. Amas de galaxies - 15 • Friction dynamique – une particule massive traversant un milieu homogène ne ressent pas de force gravitationnelle au départ – mais elle attire les autres → la distribution devient inhomogène → accumulation de particules dans son sillage → ralentissement de la particule massive → elle migre vers le centre de l’amas (puits de potentiel) → accumulation des galaxies massives au centre – effet encore renforcé par les fusions de galaxies

28. Amas de galaxies - 16 • Ségrégation morphologique Proportion de galaxies de différents types en fonction de l’environnement

29. Amas de galaxies - 17 Concentration de E et S0 au centre S en périphérie Causes : – friction dynamique → les plus massives au centre – transition S → S0 : perte de gaz par mouvement dans le ICM (intra cluster medium) – transition S0 → E : fusion « sèche » (pas de gaz → pas de formation d’étoiles suite à la fusion) – fusions S + S → E – cannibalisme : cD (et gE) absorbent naines et S

30. Amas de galaxies - 18 Groupes de galaxies • Analogues aux amas mais moins peuplés, moins massifs, moins étendus • Groupes compacts : – quelques galaxies très proches – souvent en interaction – émission X – temps de vie court (tdyn ~ R/σ ~ 200 millions d’années) Quintet de Stefan Sextet de Seyfert

31. Rayonnement X des amas Abell 383 en optique (blanc-bleu) et rayons X (pourpre)

32. Rayonnement X des amas - 2 Propriétés générales • émission étendue (~ 1 Mpc) • non variable à l’échelle des observations (30 ans) • luminosité LX ~ 1043 – 1045 erg/s → rayonnement bremsstrahlung (freinage) d’un gaz chaud et diffus : accélération d’e– libres dans le champ électrique des noyaux • la forme du spectre dépend de T→ moyen de déterminer T • Mgaz ~ 1014 – 1015 MO ~ 3 – 5 Mgalaxies (insuffisante pour expliquer Mviriel) • T ~ 107 – 108 K (1 – 10 keV)

33. Rayonnement X des amas - 3 Raies d’émission • raie principale : Lyα du Fe 25 fois ionisé à ~ 7 keV (noyau de Fe + 1 e− !) • plus le gaz est chaud (→ ionisé), plus les raies sont faibles • photo absorption aux basses fréquences, croît avec la densité de colonne NH

34. Rayonnement X des amas - 4 Origine du gaz chaud • présence de métaux→ gaz enrichi par nucléosynthèse → doit provenir des étoiles → doit avoir été arraché aux galaxies • causes de l’arrachement (stripping) : (1) collisions galactiques (2) mouvement des galaxies dans l’ICM → « vent » qui sépare le gaz et la poussière des étoiles

35. Rayonnement X des amas - 5 Propriétés du gaz chaud • température : très élevée (107 – 108 K) – potentiel gravitationnel de l’amas très intense → énergie cinétique des particules élevée – accessoirement : chauffage par SNe et AGN • morphologie : – amas réguliers : distribution lisse, centrée comme les galaxies – amas irréguliers : distribution plus irrégulière, souvent associée à celle des galaxies – déviations fréquentes à la symétrie axiale → probablement pas à symétrie sphérique

36. Rayonnement X des amas - 6 • distribution de l’émission X dans quelques amas :

37. Rayonnement X des amas - 7 « Cooling flows » • l’émission X consomme de l’énergie → refroidit le gaz • processus lent sauf au centre de l’amas où la densité est plus grande → diminution de pression au centre → le centre se contracte sous le poids des zones extérieures → augmentation de densité → refroidissement encore plus fort (supérieur à ce qui est observé)

38. Rayonnement X des amas - 8 → il doit y avoir une source « extérieure » d’échauffement • par exemple : des AGN au centre de l’amas • jets radio → déplacement du gaz → friction → échauffement Image : superposition des émissions radio (contours) et X (fausses couleurs) autour de NGC 1275, galaxie centrale de l’amas de Persée ; on constate que les jets radio suppriment l’émission X

39. Evolution des amas • observations d’amas jusque z ~ 1 (quand l’Univers avait la moitié de son âge actuel) → peu d’évolution de la fonction de luminosité des amas sauf légère tendance à avoir moins d’amas très lumineux et très massifs dans le passé Effet Butcher – Oemler Variation de la composition des amas • localement : les elliptiques sont plus nombreuses dans les amas, les spirales dans le champ • dans le passé : plus grande proportion de spirales dans les amas (évolution des galaxies et stripping du gaz dans l’ICM)

40. Evolution des amas - 2 Diagrammes couleur-magnitude (CMD) • dans un même amas : séquence ± horizontale (→ même couleur) correspondant aux galaxies elliptiques (Red Cluster Sequence, RCS) • Evolution : – quand z augmente (galaxies plus jeunes), la RCS devient plus bleue – tellement précis que la couleur de la RCS permet de déterminer z à ± 0.1 – couleur compatible avec âge des étoiles ≈ âge de l’Univers → une grande partie des étoiles se forme très tôt – légère pente due à une métallicité plus élevée dans les galaxies plus massives

41. Evolution des amas - 3 Recherche d’amas lointains • recherche de galaxies autour d’émission X étendue (z < 1.4) • recherche de galaxies autour de quasars à haut redshift (en supposant qu’ils ont une bonne chance d’être dans des amas) Image : proto-amas à z = 5.3 (1 milliard d’années après le Big Bang) découvert autour d’un quasar Sa taille est > 13 Mpc et sa masse totale > 4·1011 MO