Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 1: Classification, propriétés globales des galaxies & fonctions.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 1: Classification, propriétés globales des galaxies & fonctions de luminosité

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Première classification (< 1936) Wolf, M. 1908, Pub. Ap. Inst. Konig. Heidelberg, Vol. 3, No. 5. Confond nébuleuses gazeuses, nébuleuses planétaires, galaxies, etc Comme le catalogue Messier

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Entre 1923 et 1929 Edwin Hubble démontra que les "nébuleuses spirales" étaient en fait des "univers-îles" semblables à la Voie Lactée. Ces galaxies étaient en réalité des objets bien plus éloignés que les nébuleuses ordinaires et s'échappaient dans l'espace à une vitesse proportionnelle à leur distance, l'effet Doppler ne représentant que leur vitesse relative. Sur l'image du centre Hubble a marqué les emplacements d'une nova découverte dans M31 en 1923 et de deux étoiles variables, dont la première Céphéide (indiquée VAR !) dans une galaxie extérieure, qui lui permirent de trouver les indices confirmant sa théorie. A droite Hubble auprès du Schmidt du Mt Palomar. Nous pouvons lui rendre hommage car la contribution d'Edwin Hubble à l'astronomie fut aussi importante que celle de Copernic ou de Newton.

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Système de Hubble (1936) 4 classes: 4 classes: 1.Elliptiques (E) 2.Lenticulaires (S0) 3.Spirales (Sp) 4.Irrégulières (Irr) familles (Sp) 2 familles (Sp) 1.Normales (A) 2.Barrées (B) 3 types (Sp) 3 types (Sp) 1.a (early/premier) 2.b (intermédiaire) 3.c (late/dernier)

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Système de Hubble (1936) A lorigine, Hubble propose sa séquence comme une séquence évolutive (early-type & late-type)

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Changement de types

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classification Apparence des galaxies est très dépendante de Grande différence entre lUV et lIR UV: clumpy & IR: smooth Problème avec la classification traditionnelle: e.g. M81

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classification Différentes bandes montrent différentes populations : e.g. M51 UV I H

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Elliptiques rapport daxes (a & b) varie de 1 3 En, où n = 10(1-b/a) varie de E0 E7 Les effets de projection nous empêchent de déterminer la forme intrinsèque des E E0 peut être une E7 vue de face En fait, les elliptiques sont tri-axiales Sphère: a=b=c Oblate a=b Prolate b=c

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Oblate vs prolate Oblate Aplati aux pôles a = b & c < a si c/a = 0.6 E4 pour A E0 pour B Prolate Aplati à léquateur b = c & a > b si b/a = 0.6 E0 pour A E4 pour B

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés cinématiques Si V rot est important Aplatissement aux pôles Oblate

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Elliptiques (E) E0M89

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Elliptiques (E) E1M87

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Elliptiques (E) E2M32

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Elliptiques (E) E5M59

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Elliptiques (E) E5 NGC 205

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique LENTICULAIRES S0 ressemble beaucoup à E5 -> E7 Une vue par la tranche montre la trace dun disque mais sans bras spiraux Souvent nécessaire de faire une analyse détaillée de la distribution de lumière (profil exponentiel plutôt que r 1/4 ) pour distinguer entre une E et une S0

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Lenticulaires SB0 NGC 2859 M102 S0

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Spirales Critères de classification a c 1.Importance relative du bulbe central : rapport B/D diminue de a c 2.Résolution et prédominance des bras spiraux *** 3.La présence de poussière et de gaz, de régions ionisées, détoiles jeunes: augmente de a c *** 4.Les bras spiraux sont plus ouverts de a c 5.La luminosité totale décroît de a c *** dépend de la distance

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Système de Hubble (1936)

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Gérard & Antoinette de Vaucouleurs 1962

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classification de de Vaucouleurs (1959) sous-classes: 0/a a ab b bc c Irr sous division de c c cd d dm m Im

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classification de de Vaucouleurs (1959)

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classification de de Vaucouleurs (1959)

25 Spirales - Sa M64

26 Spirales - Sb M88 M81 NGC 4565

27 Spirales – Sc M101 NGC 891 M 83 NGC 4414

28 Spirales – Sd NGC 7793 IC 5249

29 Spirales - Sm NGC 3109 Spirales - SBm

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique IRRÉGULIÈRES apparence due à la présence de quelques régions HII très brillantes disque sous-jacent (Pop. I vieille) beaucoup plus régulier

32 Irrégulières - Im IC 5152 GR 8

33 Spirales – SBa NGC 4650 NGC 1433

34 Spirales – SBb NGC 1530

35 Spirales – SBc M 106

36 Spirales – SBd NGC 4631

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique LMC (Sm) – SMC (Im) LMCSMC

38 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines Sphéroïdales Carina Fornax Sculptor Sextans

39 Faculté des arts et des sciences Département de physique

40 Pec. – Centaurus A

41 Pec. – M82 (NGC 3034) M 81 M 82

42 Pec. – NGC 3718

43 Pec. – NGC 2146

44 Pec. – NGC 4038-9 – The Antennae

45 Pec. – Ring Galaxies

46 Pec. – Cartwheel

47 Pec. Polar Ring Galaxies

48 Faculté des arts et des sciences Département de physique Galaxies en interaction Stephans quintetHCG87 - HST

49 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classification de de Vaucouleurs (1959) Classes=SOaSaSabSbSbcScScdSdSdmSmIrr T=012345678910 Classes=Elliptique normale Elliptique géante S0 T = -5-4-3-2

50 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales Un catalogue jusquà une certaine magnitude apparente est dominé par les spirales de premiers types … mais les galaxies de derniers types dominent Voie Lactée Andromède Sbc

51 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales Biais de Malmquist Rapidement limité aux galaxies les plus brillantes quand (ou V) augmente Rapport M/L pas affecté par

52 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales # de galaxies vs types pour un magnitude limited sample (RSA) Late-types sous- représentés SB sous-représentés (bande bleue)

53 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales On voit très bien quen fonction de la magnitude apparente, on passe dun Univers dominé par les E et les Sp massives à un Univers dominé par les spirales de derniers types Ellis 1979

54 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales Les couleurs mesurent la proportion de chacune des populations stellaires dans les galaxies Varient en fonction du type morphologique elliptiques rougesspirales bleues bulbe disque vieilles Pop II jeunes Pop I

55 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales SED (Spectral Energy Distribution) Superposé sur les réponses de filtres standards Types morphologiques: rouge vers le bleu E-S0 Sbc Scd Sd Im U BV R I

56 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales elliptiques pas de gaz S0 -> Sb peu de gaz Sc Irr de plus en plus de gaz

57 Faculté des arts et des sciences Département de physique Propriétés Globales Galaxies normales Autant les couleurs (B-V) & (U-B) que la brillance de surface e0 et que le contenu HI suivent une courbe semblable

58 Faculté des arts et des sciences Département de physique Corrélations Corrélations (paramètres photométriques et cinématiques)

59 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonctions de luminosité La magnitude des galaxies est difficile à définir: Métrique: à lintérieur dun diamètre linéaire fixe mais toutes les galaxies nont pas la même dimension – distance Isophotale: à lintérieur dune certaine brillance de surface Mais toutes les galaxies nont pas les mêmes caractéristiques (ex.: LSB) Totale: jusquà R = infini Difficile à mesurer, ex.: galaxies distantes

60 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonction de luminosité des galaxies (GLF) La luminosité des galaxies couvrent un grand domaine de luminosités E lum = 10 7 x naine Fonction de luminosité (L) = le nombre relatif de galaxies de différentes luminosités

61 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonction de luminosité des galaxies (GLF) Définition: si on compte les galaxies dans un volume représentatif de lUnivers, (L)dL est le nombre de galaxies avec des luminosités entre L et L+dL. Identique à la fonction de luminosité stellaire Les GLF sont plus faciles à mesurer dans les amas de galaxies car toutes les galaxies ont +/- la même distance.

62 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonction de luminosité de Schechter Définition: comme pour les étoiles N = L) L (L) = N 0 /L * (L/L * ) e -(L/L * ) Forme caractéristique: Changement de pente à L * Cut-off exponential du côté brillant Loi de puissance du côté faible

63 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonction de luminosité de Schechter (1976) n * : densité de galaxies (nb galaxies / Mpc 3 ) L * : luminosité caractéristique. Une galaxie L * est une galaxie brillante (~ MW). Une galaxie avec L < 0.1L * est une naine. définie la pente de la GLF du côté peu brillant. est typiquement négatif, impliquant un grand nombre de galaxies de faibles luminosités.

64 Faculté des arts et des sciences Département de physique La LF locale (optique) Construite à partir du SDSS Paramètres (bande g) * =N 0 =0.0172h 3 Mpc -3 mag -1 M * -5logh = -19.73 mag = -1.03 Varie avec

65 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonction de luminosité de Schecter (1976) En magnitudes: = -0.5 (rouge) = -0.75 (vert) = -1 (bleu)

66 Faculté des arts et des sciences Département de physique Field GLF Bande B (Efstatiou, Ellis, Peterson 1988) * = 0.016+/- 0.003 h 3 Mpc -3 M B * = -19.7 +/- 0.1 + 5 log h = -1.07 +/- 0.07 Bande K (Gardner et al. 1997) * = 0.016+/- 0.002 h 3 Mpc -3 M K * = -23.1 +/- 0.2 + 5 log h = -0.9 +/- 0.2 Fits très semblables

67 Faculté des arts et des sciences Département de physique Contributions à la luminosité

68 Faculté des arts et des sciences Département de physique LF dépend du type et de lamas Les types early sont moins nombreux & brillants Les types late sont plus nombreux & moins brillants Les + brillantes ont une LF gaussienne Les – brillantes ont une queue du côté faible

69 Faculté des arts et des sciences Département de physique GLF vs types

70 Faculté des arts et des sciences Département de physique GLF récente 2dF

71 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonction de masse des galaxies Pour les étoiles, la fonction de luminosité peut être utilisée pour déterminer la Fonction de Masse Initiale (IMF) Pour les galaxies, cest plus compliqué: –M/L de la population stellaire dépend de lhistoire de SF –Image de la galaxie ne dit rien sur la quantité et la distribution de la DM

72 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution de la LF A z=0.2-0.4, la LF est semblable à la LF locale, avec un peu dévolution Types de SED 1.E-Sa 2.Sa-Sbc 3.Sbc – Starburst faible 4.Starburst fort

73 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution à z=1.1 La LF évolue dans toutes les bandes –Toutes les populations faiblissent avec z (vieillissement des populations) Évolution la plus importante est pour les galaxies early-type (rouge) –Augmentation X 10 Les galaxies bleues (spirales late-type, starbursts) faiblissent et rougissent