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

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

2 Distribution des galaxies non homogène dans lespace Introduction

3 Amas : concentration de plus de ~50 galaxies diamètre supérieur à ~1.5 Mpc/h masse > ~3·10 14 M O Groupes : les concentrations plus petites masse ~3·10 13 M O Introduction - 2

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 Naine du Sagittaire : dans la direction du centre galactique, très faible, détectée via lanalyse 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 quon retrouve le long de sa trajectoire Le groupe local - 10

13 amas surdensité de galaxies dans un angle solide donné si on classe les galaxies par brillance décroissante m k = magnitude de la k ème plus brillante galaxie de lamas Critère dAbell (1958) un amas de galaxie est une concentration de : – plus de 50 galaxies de magnitude m : m 3 < m < m 3 +2 – localisées dans un cercle de rayon angulaire θ a < 1΄.7/z (dans le catalogue dAbell, z est estimé à partir de m 10, supposée identique pour tous les amas) Amas de galaxies

14 établi visuellement sur plaques photos couvre 2/3 de la voûte céleste z < 0.2 Catalogue dAbell Amas de galaxies - 2

15 Classification morphologique Amas de galaxies - 3 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 amas réguliers : plus compacts, plus delliptiques, plus grande densité centrale ( amas évolués) amas irréguliers : plus ouverts, plus de spirales, moins denses ( amas en cours de formation) évolution

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 Dynamique des amas Amas de galaxies - 10 Masse dynamique pour un système isolé en équilibre dynamique : R = distance caractéristique entre 2 galaxies ~ rayon de lamas σ = dispersion de vitesses (déduite des vitesses radiales en supposant une certaine distribution spatiale) avec R ~ 3 Mpc et σ ~ 1000 km/s M ~ M O 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 : t cross ~ R/σ (*) R ~ 1 – 10 Mpc et σ ~ 1000 km/s t cross ~ 1 – 10 Gyr les galaxies ont à peine eu le temps deffectuer une ou quelques orbites (*) en exprimant R en Mpc et σ en 1000 km/s, on obtient t en milliards dannées

24 Amas de galaxies - 12 Temps de relaxation (1) temps pour que les collisions à 2 corps – réalisent léquipartition de lénergie – rendent la distribution de vitesses isotrope pour un amas contenant N galaxies : avec N ~ 100 – 1000 et t cross ~ 1 – 10 Gyr t 2–body ~ 4 – 200 Gyr (2) temps de relaxation tenant compte dune composante diffuse (gaz et/ou matière sombre) : : f gal = fraction de la masse qui est dans les galaxies t relax > âge de lUnivers

25 Amas de galaxies - 13 relaxation par collisions non significative (sauf, éventuellement, pour des sous-groupes compacts au centre de lamas) Conséquence de la relaxation par collisions : – équipartition de lénergie les galaxies les plus massives doivent se retrouver au centre – or, cest ce quon observe généralement – mais on pense que cest 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 dun « 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 dannées 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 lamas (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 lenvironnement EnvironnementES0S(E+S0)/S Amas très concentré35%45%20%4.0 Amas moyen t concentré15%55%30%2.3 Amas peu concentré15%35%50%1.0 Dans le champ15%25%60%0.7

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 détoiles suite à la fusion) – fusions S + S E – cannibalisme : cD (et gE) absorbent naines et S

30 Groupes de galaxies Amas de galaxies - 18 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 (t dyn ~ R/σ ~ 200 millions dannées) Quintet de Stefan Sextet de Seyfert

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

32 Propriétés générales Rayonnement X des amas - 2 émission étendue (~ 1 Mpc) non variable à léchelle des observations (30 ans) luminosité L X ~ – erg/s rayonnement bremsstrahlung (freinage) dun gaz chaud et diffus : accélération de – libres dans le champ électrique des noyaux la forme du spectre dépend de T moyen de déterminer T M gaz ~ – M O ~ 3 – 5 M galaxies (insuffisante pour expliquer M viriel ) T ~ 10 7 – 10 8 K (1 – 10 keV)

33 Raies démission Rayonnement X des amas - 3 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 N H

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

35 Propriétés du gaz chaud Rayonnement X des amas - 5 température : très élevée (10 7 – 10 8 K) – potentiel gravitationnel de lamas 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 lémission X dans quelques amas :

37 « Cooling flows » Rayonnement X des amas - 7 lémission X consomme de lénergie refroidit le gaz processus lent sauf au centre de lamas 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 » déchauffement par exemple : des AGN au centre de lamas jets radio déplacement du gaz friction échauffement Image : superposition des émissions radio (contours) et X (fausses couleurs) autour de NGC 1275, galaxie centrale de lamas de Persée ; on constate que les jets radio suppriment lémission X

39 Evolution des amas observations damas jusque z ~ 1 (quand lUnivers avait la moitié de son âge actuel) peu dévolution de la fonction de luminosité des amas sauf légère tendance à avoir moins damas 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 lICM)

40 Diagrammes couleur-magnitude (CMD) Evolution des amas - 2 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 lUnivers 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 damas lointains recherche de galaxies autour démission X étendue (z < 1.4) recherche de galaxies autour de quasars à haut redshift (en supposant quils ont une bonne chance dêtre dans des amas) Image : proto-amas à z = 5.3 (1 milliard dannées après le Big Bang) découvert autour dun quasar Sa taille est > 13 Mpc et sa masse totale > 4·10 11 M O


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