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1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut dAstrophysique de Paris et Université Pierre et Marie Curie) COURS 2.

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1 1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut dAstrophysique de Paris et Université Pierre et Marie Curie) COURS 2

2 2 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

3 3 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 détoiles vieilles ; il ne sy forme plus détoiles (il ne reste plus de gaz pour en former) Les spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il continue à sy former des étoiles dans le disque, en particulier dans les bras spiraux

4 4 Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? Par limagerie 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 nen reste quasiment plus b)Les disques et bras spiraux des galaxies spirales sont riches en gaz et il sy forme encore des étoiles ; la présence détoiles jeunes donne donc aux bras spiraux une couleur bleue

5 5

6 6 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 détoiles de chaque type en ajustant des modèles de populations stellaires âge, métallicité, dispersion de vitesses

7 7 Spectres de deux galaxies lointaines (z=3) ramenées à décalage spectral nul. Les spectres à z=0 (NGC 4214) et z=3 se ressemblent

8 8 Ajustement dun spectre de galaxie par un modèle de population stellaire Modèle Spectre observé Résidus (spectre-modèle)

9 9 Populations stellaires : quelques résultats Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire (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

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

11 11 Observation de lhydrogène 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 quune elliptique à 21 cm, parce que la quantité de gaz y est beaucoup plus grande

12 12 LHYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51 (Rots et al.) Image HIImage optique

13 13 LHYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101 sétend beaucoup plus loin que les étoiles Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101 superposés sur limage optique

14 14 Andromède en lumière visible (noir et blanc) et en CO (en orange)

15 15 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)

16 16 Le gaz ionisé : H Comparaison HI / H

17 17 Le gaz ionisé dans PKS 2158 – 380 Image [ OIII ] + Continu Image Continu Image [OIII]

18 18 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

19 19 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 – satellite Spitzer) Les poussières

20 20 MESSIER 104 Type Sa bande de poussières

21 21 Galaxies de divers types cartographiées à 24 μm par Spitzer Bendo et al. (2007) MNRAS 380, 1313

22 22 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)

23 23 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 »)

24 24 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

25 25 ET EN PLUS ELLES TOURNENT ! MESURE DE LA ROTATION DUNE GALAXIE

26 26 Champ de vitesse Fridman et al. 2001, A&A 371, 538 Le gaz ionisé : Hα

27 27 Les courbes de rotation du gaz et des étoiles Gaz : raies démission en lumière visible ou émission à 21cm de lhydrogène neutre HI (dans le domaine radio) Etoiles : raies dabsorption dans le visible Les propriétés cinématiques du gaz et des étoiles ne sont pas toujours identiques

28 28 Etoiles : raies dabsorption dans le visible : exemple du triplet du calcium Galaxie Etoile

29 29 IC 184 Courbes de rotation du gaz (noir, vert), des étoiles (bleu) et modèle (rouge) Las Campanas WHT (Canaries) Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

30 30 Exemples de contre-rotation dans les régions centrales NGC 6860 Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

31 31 QUELQUES COURBES DE ROTATION Casertano & van Gorkom (1991) AJ 101,1231

32 32 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 dautres galaxies, et/ou par la présence dune forte concentration de matière en leur centre (cas des galaxies à noyau actif)

33 33 Il est beaucoup plus difficile de détecter la rotation des galaxies elliptiques (pas de raies démission, 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)

34 34

35 35 La courbe de rotation des galaxies spirales ne décroît pas à grande distance du noyau présence dun 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

36 36 TypeMasse (M 0 ) Elliptiques naines 10 6 Petites spirales Voie Lactée Grandes spirales Elliptiques géantes M 0 = kg = masse du Soleil Cette masse est principalement sous la forme détoiles (+ halo de matière noire) LES MASSES DES GALAXIES

37 37 Modèles de masses Blais-Ouellette et al. 2001, AJ 121, 1952

38 38 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

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40 40 Les galaxies en interaction On observe que les galaxies peuvent se regrouper par paires, petits groupes (quelques unités), grands groupes (quelques dizaines) et amas (jusquà 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 »

41 41 LE SYSTÈME EN COLLISION NGC 2207 / IC 2163

42 42 Les galaxies peuvent passer lune près de lautre sans choc Seule force mise en jeu : la gravitation Très grand nombre de formes observées Les énergies mises en jeu sont énormes : M gal Mo = 2 x kg E ~ J V relative = 300 km/s Il ny a presque aucune véritable collision (choc de deux étoiles) Section efficace du soleil m 2 Densité détoiles près du soleil m -2 Probabilité de collision de deux étoiles Échelle de temps 300 x 10 6 ans simulations numériques Les étoiles sont un milieu sans collisions Et pourtant le nombre de particules est très grand N ~10 11 (paradoxe) Les interactions de galaxies : généralités

43 43 SIMULATIONS NUMÉRIQUES : PRINCIPE Paramètres orbitaux : Rapport des masses des deux galaxies : M 2 / M 1 Vitesse relative à la distance minimum : V Paramètre dimpact (distance minimum) : b Angle dattaque 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

44 44 On définit S = Intensité de linteraction agissant sur la galaxie primaire de masse M 1 (la plus massive des deux galaxies) S proportionnelle à G M 2 / b V v c G = constante de la gravitation M 2 = masse compagnon b = paramètre dimpact V = vitesse relative à limpact v c = vitesse de rotation de la galaxie primaire (la plus massive)

45 45 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 paramètre dimpact b temps

46 46 SIMULATIONS À N CORPS Vues de Face Vues de Profil

47 47 LES INTERACTIONS SANS DESTRUCTION DES DEUX GALAXIES La matière est « tirée » par des forces gravitationnelles Collision de deux disques gazeux : « Éclaboussures » de gaz et/ou Chauffage du gaz par ondes de choc Selon linclinaison des disques, on a ou non des « ponts de matière » ou des « queues de marée » Transfert de masse si linclinaison de lorbite < 45 et si b < 2 R Gal sinon il y a des ponts de matière Conséquence des transferts de matière : gaz comprimé formation détoiles Destruction totale si lénergie mise en jeu (énergie cinétique) énergie potentielle de liaison

48 48 LES RÉSULTATS DINTERACTIONS 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

49 49 LES GALAXIES À ANNEAU Rares : M 2 / M – 1 et collision de face Onde de compression formation détoiles dans lanneau Si la symétrie nest pas totale, nombreuses formes possibles (« Champignon Sacré » ) Si limpact se produit plus loin du centre spirale et étirement Si impact dans le plan du disque, « dégâts » plus grands car linteraction dure plus longtemps épaississement du disque Collisions « rétrogrades » éventails (rares)

50 50 AM 1724 – 622 LE « CHAMPIGNON SACRÉ » pont de matière

51 51 Galaxies à anneau Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriques cf. Lynds & Toomre 1976

52 52 Horellou & Combes 1999 Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées

53 53 Formation des anneaux polaires par fusion de galaxies avec moments angulaires perpendiculaires par accrétion de gaz dans les parties externes cf. Voie Lactée/ Grand Nuage de Magellan

54 54 Formation des anneaux polaires Par collision ? Bekki 1997, 1998 Par accrétion ? Schweizer et al Reshetnikov et al. 1997

55 55 LA GALAXIE À COQUILLES (galaxie hôte du quasar MC )

56 56 NGC 5907

57 57 Collision mettant en jeu une galaxie barrée destruction de la barre Influence des interactions sur les barres

58 58 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 5728 DSS +CFH Adaptive Optics NIR

59 59 NGC 4314 Formation d'étoiles dans l'anneau entourant la barre nucléaire Les barres nucléaires sont surtout visibles en IR proche, non perturbé par l'extinction

60 60 Tol 0109 – 383 (filtre rouge) Bulbe « boîte »

61 61 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)

62 62 NGC 128 Galaxie « cacahuète » COBE, DIRBE Voie Lactée

63 63 Gauchissement du plan des galaxies à disque Bottema 1996

64 64 Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

65 65 Les Antennes : simulations de Toomre & Toomre (1972). La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration. Hibbard website

66 66 Zoom sur les Antennes (satellite Herschel)

67 67 Exemples de fusions de galaxies (site web de Hibbard)

68 68 Eclaboussures de gaz interstellaire Messier 81, Messier 82, NGC 3077 HI Optique

69 69 Groupe Local : reconstitution de linteraction Rapport de masse faible, de lordre de quelques % Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local Les Nuages de Magellan passent devant la Voie Lactée V ~200 km/s Contraintes sur la masse de la Voie Lactée

70 70 Le Courant Magellanique Détecté en hydrogène atomique HI à 21cm de longueur d onde Autant 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

71 71 Interactions avec la Voie Lactée

72 72 Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie Origine encore inconnue Leur masse dépend de leur distance Résidus de la formation du Groupe Local ? --> très massifs Ou juste chute des Nuages de Magellan ? Origines multiples Wakker et al. 1999

73 73 Interaction avec Andromède La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la Voie Lactée, nest quà 700 kpc Elle se dirige vers nous à 300km/s Sur la base de sa vitesse radiale, le temps dapproche est de 2 Gyr Mais sa vitesse tangentielle est inconnue Bientôt des mouvements propres avec le satellite GAIA (2013)

74 74 Andromède : découverte dun système de galaxies naines en rotation autour dAndromède (Ibata et al. 2013, Nature 493, 62)

75 75 QUELQUES CONCLUSIONS Grande importance des collisions : Morphologie Évolution des galaxies Formation détoiles Processus inévitable dans la formation des grandes structures de lUnivers (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 rares Très difficiles à modéliser

76 76 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 quaux faibles accélérations (a) la gravitation newtonienne (force F) nest plus valable F=ma μ(a/a 0 ) avec μ(x)=x (1+x 2 ) -1/2 x=a/a 0 et a 0 ~ 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 lémission en rayons X et à partir des lentilles gravitationnelles)

77 77 Simulations numériques basées sur MOND : en haut, les Antennes, en bas une galaxie barrée Combes & Tiret (2009) arXiv: Newton MOND

78 78 Plan du cours Historique Principales techniques dobservation 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 lUnivers Notions sur la formation et lévolution des galaxies Groupes et amas de galaxies

79 79 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

80 80 Historique Première mention par Fath (1909) ? Slipher (1917) : raies démission intenses dans le spectre de NGC 1068 Hubble (1926) : idem plus NGC 4051 et NGC 4151 Seyfert (1943) : raies démission de haute excitation dans les spectres, raies de lhydrogène souvent plus larges que les autres Woltjer (1959) : noyaux non résolus pc et largeur des raies larges implique masse centrale M solaire si matière gravitationnellement liée

81 81 Schmidt (1963) découvre le quasar 3C 273 aspect stellaire magnitude ~ 13 raies de Balmer à z=0.158 doù magnitude absolue ~ (environ 10 fois plus brillante que les galaxies les plus brillantes) Les quasars sont les régions centrales de galaxies Difficulté dobserver la galaxie sous-jacente

82 82 Largeurs de raies en km/s: Si une raie a pour largeur Δλ à la longueur donde λ, on peut convertir Δλ en une vitesse v, avec v=c Δλ / λ (c = vitesse de la lumière dans le vide ~ km/s)

83 83 Les différents types dAGN Les quasars = les plus énergétiques (à toutes les longueurs donde); - raies démission interdites étroites ( km/s) à la fois de basse et de haute excitation - raies permises larges (jusquà 10 4 km/s) Les Seyfert 1 : idem quasars mais moins énergétiques Les Seyfert 2 : toutes les raies démission 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)

84 84 Quelques spectres de galaxies de Seyfert

85 85 NGC 3516 : une galaxie variable ! S. Collin, séminaire IAP 2005

86 Schneider et al. 1991, AJ 102, 837 Un spectre de quasar : PC , z=4.897

87 87 Physique du gaz ionisé Raies étroites proviennent de la NLR (Narrow Line Region) [OIII] 4363/( ) donne température NLR Température ~ ( ) 10 4 K [SII] 6717/6731 donne densité NLR Densité cm -3 Raies larges proviennent de la BLR (Broad Line Region) Densité ~10 9 cm -3 Température ~ 10 4 K Profil et intensité des raies larges variables dans le temps

88 88 Le modèle « classique » Trou noir supermassif ( M 0 ) au centre

89 89 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

90 90 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 dune ENLR (Extended NLR) pouvant atteindre plusieurs dizaines de kpc


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