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1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut dAstrophysique de Paris) COURS 2.

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1 1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut dAstrophysique de Paris) COURS 2

2 2 Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours dans : 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)

3 3 Plan du cours Historique Principales techniques dobservation 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 lUnivers Notions sur la formation et lévolution des galaxies

4 4 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 m 1 pc (parsec) = distance dune étoile dont la parallaxe est 1 seconde darc 3,25 année lumière = 3, m 1 kpc = 10 3 pc (dimension galaxie) 1 Mpc = 10 6 pc (distance galaxies proches)

5 5 Quelques ordres de grandeur Echelle de lhomme : le m Echelle accessible à pied : le km Le rayon de la planète Terre = 6400 km Le rayon de la planète Jupiter = km Le rayon du Soleil = km La distance Terre-Soleil = km La distance Pluton-Soleil = km La distance à létoile la plus proche (Proxima du Centaure) 4 années lumière = km La distance à la galaxie la plus proche (Grand Nuage de Magellan) = années lumière = 50 kpc Distances des galaxies : sexpriment en Mpc (ou en redshift)

6 6 Les magnitudes Flux F = quantité dénergie 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 quaurait une étoile si elle était située à 10 pc m-M = 5logD pc -5

7 7 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 dindicateurs dans notre Galaxie dabord, puis dans les galaxies proches Indicateurs primaires : certains types détoiles 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

8 8 CONVERSION EN UNITES PHYSIQUES (DISTANCES) DANGLES MESURES SUR LES IMAGES On connaît loptique Télescope + Détecteur ε = dimension angulaire dun pixel sur le ciel (en secondes darc) Sur une image, on peut mesurer la distance entre deux points en pixels (par ex. entre le centre dune galaxie et une région à étudier), soit r px On convertit r px en angle ω (en secondes darc), soit ω = ε r px tg ω = d/D ω rad où D= distance de la galaxie doù d en kpc si D est en kpc (ω rad en radians)

9 9 LA NOTION DE PARALLAXE (ÉTOILES PROCHES) La terre tourne autour du soleil : Au 21 mars elle est en T 1 et voit létoile vers 1 Au 21 septembre elle est en T 2 et voit létoile vers 2 Sur deux images prises à 6 mois dintervalle, on voit se déplacer létoile par rapport aux autres étoiles (lointaines donc fixes) T1T1 T2T2 1 2

10 10 On connaît loptique Télescope + Détecteur Correspondance pixel secondes darc Donc on peut mesurer 2ω parallaxe = ω tg ω = ST SE ω rd doù SE = distance de létoile 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 étoiles au début des années 1990 Le satellite GAIA (lancement prévu le 20 novembre 2013) mesurera la parallaxe denviron 10 6 étoiles de notre Galaxie, et aussi détoiles des galaxies proches. Au total, il observera TOUS les objets de magnitude V<20 en 5 ans.

11 11 UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES : LES CÉPHÉIDES Etoiles dont léclat varie ; la période P de ces variations dépend de leur luminosité moyenne : P est dautant plus courte que léclat moyen est faible, cest 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 ( )

12 12 Deux exemples de Céphéides (étoiles pulsantes)

13 13 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 = log P (Feast & Catchpole 1997) on mesure par ailleurs sa magnitude apparente m on obtient la distance D de létoile grâce à la relation: m - M = 5 log D pc – 5 on fait de même pour une galaxie contenant une ou plusieurs Céphéides

14 14 Les Céphéides des Nuages de Magellan Années 1960 Années 1990 Les observations sont plus précises et il y a en réalité deux séquences !

15 15 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 dénergie considérable. Un certain type de supernovae, les SNIa, présente dans son spectre une large raie dabsorption due au silicium et labsence de raies dhydrogène. La magnitude absolue M max quatteignent les SNIa au maximum de leur éclat est constante dune étoile à lautre à 25% près et vaut environ En mesurant leur magnitude apparente au maximun déclat on peut donc déterminer leur distance avec m - M = 5 log D pc - 5

16 16 COURBES DE LUMIÈRE DES SUPERNOVAE

17 17 On réduit la dispersion en utilisant diverses autres corrélations entre M max et dautres observables, en particulier la vitesse de décroissance s (pente) de la courbe de lumière. On a alors une relation s – M max 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 dimportantes conséquences en cosmologie (prix Nobel 2011) Re

18 18 UN TROISIEME INDICATEUR DE DISTANCES : LA RELATION DE TULLY-FISCHER Il existe une relation entre la magnitude absolue totale M dune galaxie et la valeur maximale V max de la vitesse de rotation du disque de la galaxie : - M = a log V max + b

19 19 V max peut-être déterminé à partir de la courbe de rotation, ou par la largeur W du profil démission de la raie à 21 cm de lhydrogène neutre. Ceci nest possible que pour les galaxies spirales. Il faut tenir compte de linclinaison i de la galaxie : V max = W / 2sini w Profil démission de la raie à 21 cm Fréquence

20 20 La relation de Tully-Fischer (suite) - M = a log V max + b a et b déterminés à partir de galaxies dont on connaît déjà la distance par des indicateurs primaires la mesure de V max permet de calculer M on mesure la magnitude apparente m doù la distance D avec m - M = 5 log D pc - 5

21 21 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 donde, ou petites fréquences) par rapport aux spectres des étoiles de notre Galaxie : effet Doppler-Fizeau Donc les galaxies séloignent les unes des autres On mesure leur décalage spectral et on déduit leur vitesse déloignement, puis leur distance avec la loi de Hubble

22 22 SPECTRE DÉTOILE (dans notre Galaxie)

23 23 GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU Vitesse de la galaxie cZ par rapport à M km/s Z = Noir : M31 Rouge : Z à mesurer

24 24 SPECTRE DE GALAXIE EN ÉMISSION Vitesses mesurées avec H = 2149 km/s [OIII = 2111 km/s l H HeII

25 25 La spectroscopie permet de mesurer le décalage vers le rouge (redshift) Z de chaque galaxie : Z= ( - 0 )/ 0 = longueur donde dune raie mesurée dans le spectre de la galaxie étudiée 0 = longueur donde de la même raie mesurée en laboratoire. Le décalage spectral Z permet destimer leur vitesse déloignement v : V ~ c Z si Z est petit V ~ c [ (1+ Z ) 2 – 1 ] / [ (1+ Z ) ] pour Z plus grand Hubble a montré que la distance D des galaxies était proportionnelle à leur vitesse déloignement V ( relation de Hubble) V = H 0 D

26 26 RELATION DE HUBBLE Galaxies prochesGalaxies 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

27 27 Doù la distance D correspondante : D = V / H 0 où H 0 est la Constante de Hubble Les différents indicateurs ont permis de calibrer la constante de Hubble H 0 telle que D = V / H 0 Connaissant V on peut alors déduire D La valeur actuellement admise pour H 0 est : 73 2(statistical error) 4(systematic error) km s -1 Mpc -1 (Freedman & Madore 2010, Annual Review of Astronomy & Astrophysics 48, 673) km s -1 Mpc -1 (Riess et al. 2011, ApJ 730, 119, erratum ApJ 732, 129, et ApJ 752, 76)

28 28 Plan du cours Historique Principales techniques dobservation 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 lUnivers Notions sur la formation et lévolution des galaxies

29 29 QUE CONTIENT UNE GALAXIE ? des étoiles du gaz neutre et/ou ionisé des poussières de la matière noire

30 30 Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? Par limagerie 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 détoiles 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 nen reste quasiment plus b)Les disques des galaxies spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il sy forme encore des étoiles, en particulier dans les bras spiraux ; la présence détoiles jeunes donne donc aux bras spiraux une couleur bleue

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

32 32 Andromède en lumière visible et en CO (en orange)

33 33 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 détoiles de chaque type en ajustant des modèles de populations stellaires âge, métallicité, dispersion de vitesses

34 34 Quelques spectres à bas (NGC 4214) et haut redshift, ramenés à z=0

35 35 Ajustement par un modèle de population stellaire Modèle Spectre observé Résidus

36 36 Age, métallicité, masse des étoiles métallicité âge masse stellaire erreurs corres- pondantes Fraction de galaxies Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, galaxies (Sloan Digital Sky Survey)

37 37 Relation âge-métallicité dans 6 intervalles de masse âge métallicité 5616 « late » type26003 « early » type Contours: 26% 68% 95% 99% de confiance Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

38 38 Quelques résultats Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire totale (c.à.d. la masse sous forme détoiles) 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 nest pas le seul paramètre déterminant lhistoire de la formation détoiles

39 39 Comment observe-t-on le gaz ? 90% H, 10% He Le gaz peut être neutre, moléculaire, ionisé – – HI HII H2H2 Poussière MasseNuageT Densité M sol (K) cm -3

40 40 Observation de lhydrogène neutre (HI) On observe lhydrogène 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 quune elliptique à 21 cm, parce que la quantité de gaz y est beaucoup plus grande

41 41 Le gaz HI Raie de transition hyperfine à 21 cm Transition rare mais gaz abondant Pôles alignés (+haute énergie) Pôles opposés (+basse énergie)

42 42 LHYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51 (Rots et al.) Image HIImage optique

43 43 LHYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101 Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101 superposés sur limage optique

44 44 Observation du gaz ionisé On observe le gaz ionisé dans le domaine visible, ultraviolet ou infrarouge par ses raies démission Les raies démission peuvent être détectées : en spectroscopie en imagerie à laide dun filtre à bande passante étroite qui ne laisse passer que la lumière dont la longueur donde correspond à la raie Il faut alors soustraire la contribution du rayonnement continu pour navoir plus que lémission dans la raie Limage dans le continu est obtenue avec un filtre nincluant aucune raie démission (sinon on fait une correction)

45 45 Le gaz ionisé : H Comparaison HI / H

46 46 Le gaz ionisé dans PKS 2158 – 380 Image [ OIII ] + Continu Image ContinuImage [OIII]

47 47 Modes dionisation 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 (sil 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 dionisation dominant, les rapports dintensités des raies démission sont différents Intérêt de la spectroscopie à fente longue et de la spectroscopie intégrale de champ

48 48 La spectroscopie à fente longue On choisit langle 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 dintensités de raies démission en diverses zones On peut aussi tracer les courbes de rotation des galaxies spirales (cf. chapitre « cinématique des galaxies »)

49 49 La spectroscopie à fente longue : exemple de la galaxie de Seyfert NGC 5506 Durret & Bergeron (1988) A&AS 75, 273 Les spectres dans diverses régions sont différents : les rapports dintensités des raies varient avec la distance au centre (noyau actif), impliquant que la température du gaz et/ou les abondances relatives des éléments varient

50 50 Les PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) H2 PAH H2 PAH H2

51 51 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 détoiles 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

52 52 Galaxies de divers types cartographiées à 24 μm par le satellite Spitzer Bendo et al. (2007) MNRAS 380, 1313

53 53 La galaxie M51 vue par le satellite Herschel

54 54 Les poussières (suite) Plus la longueur donde dobservation est grande, plus les poussières que lon détecte sont froides (corps noir) Les poussières sont principalement constituées de silicates et de graphite (diamètre moyen de lordre de 0.5 μm)

55 55 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 »)


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