(Institut d’Astrophysique de Paris) DES GALAXIES COURS 2 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours dans : www.iap.fr/users/durret/M1/ 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)

Plan du cours Distances des galaxies Historique Principales techniques d’observation 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 l’Univers Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

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 ≈ 1016 m 1 pc (parsec) = distance d’une étoile dont la parallaxe est 1 seconde d’arc ≈ 3,25 année lumière = 3,09 1016 m 1 kpc = 103 pc (dimension galaxie) 1 Mpc = 106 pc (distance galaxies proches)

Quelques ordres de grandeur Echelle de l’homme : le m Echelle accessible à pied : le km Le rayon de la planète Terre = 6400 km Le rayon de la planète Jupiter = 70.000 km Le rayon du Soleil = 700.000 km La distance Terre-Soleil = 150 106 km La distance Pluton-Soleil = 5.9 109 km La distance à l’étoile la plus proche (Proxima du Centaure) ≈ 4 années lumière = 4 1013 km La distance à la galaxie la plus proche (Grand Nuage de Magellan) = 150.000 années lumière = 50 kpc Distances des galaxies : s’expriment en Mpc (ou en redshift)

Les magnitudes Flux F = quantité d’énergie 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 qu’aurait une étoile si elle était située à 10 pc m-M = 5logDpc -5

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 d’indicateurs dans notre Galaxie d’abord, puis dans les galaxies proches Indicateurs primaires : certains types d’étoiles 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

CONVERSION EN UNITES PHYSIQUES (DISTANCES) D’ANGLES MESURES SUR LES IMAGES On connaît l’optique Télescope + Détecteur  ε = dimension angulaire d’un pixel sur le ciel (en secondes d’arc) Sur une image, on peut mesurer la distance entre deux points en pixels (par ex. entre le centre d’une galaxie et une région à étudier), soit rpx On convertit rpx en angle ω (en secondes d’arc), soit ω = ε rpx tg ω = d/D  ω rad où D= distance de la galaxie d’où d en kpc si D est en kpc (ω rad en radians)

LA NOTION DE PARALLAXE (ÉTOILES PROCHES) La terre tourne autour du soleil : Au 21 mars elle est en T1 et voit l’étoile vers 1 Au 21 septembre elle est en T2 et voit l’étoile vers 2 Sur deux images prises à 6 mois d’intervalle, on voit se déplacer l’étoile par rapport aux autres étoiles (lointaines donc  fixes) 1 T2 2 T1

On connaît l’optique Télescope + Détecteur  Correspondance pixel  secondes d’arc Donc on peut mesurer 2ω  parallaxe = ω tg ω = ST  SE  ω rd d’où SE = distance de l’étoile 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  100.000 étoiles au début des années 1990 Le satellite GAIA (lancement prévu le 20 novembre 2013) mesurera la parallaxe d’environ 106 étoiles de notre Galaxie, et aussi d’étoiles des galaxies proches. Au total, il observera TOUS les objets de magnitude V<20 en 5 ans.

UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES : LES CÉPHÉIDES Henrietta Leavitt (1868-1921) Etoiles dont l’éclat varie ; la période P de ces variations dépend de leur luminosité moyenne : P est d’autant plus courte que l’éclat moyen est faible, c’est à dire que la magnitude apparente m est élevée (Henrietta Leavitt, 1912)  M  = a log P + b où  M  est la magnitude absolue moyenne.

Deux exemples de Céphéides (étoiles pulsantes)

 M  = a log P + b m - M = 5 log Dpc – 5 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  = -1.43 -2.81 log P (Feast & Catchpole 1997) on mesure par ailleurs sa magnitude apparente m on obtient la distance D de l’étoile grâce à la relation: m - M = 5 log Dpc – 5 on fait de même pour une galaxie contenant une ou plusieurs Céphéides

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

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 d’énergie considérable. Un certain type de supernovae, les SNIa, présente dans son spectre une large raie d’absorption due au silicium et l’absence de raies d’hydrogène. La magnitude absolue Mmax qu’atteignent les SNIa au maximum de leur éclat est constante d’une étoile à l’autre à 25% près et vaut environ -19.5. En mesurant leur magnitude apparente au maximun d’éclat on peut donc déterminer leur distance avec m - M = 5 log Dpc - 5

COURBES DE LUMIÈRE DES SUPERNOVAE

On réduit la dispersion en utilisant diverses autres corrélations entre Mmax et d’autres observables, en particulier la vitesse de décroissance s (pente) de la courbe de lumière. On a alors une relation s – Mmax 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 d’importantes conséquences en cosmologie (prix Nobel 2011) Re

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

Vmax peut-être déterminé à partir de la courbe de rotation, ou par la largeur W du profil d’émission de la raie à 21 cm de l’hydrogène neutre. Ceci n’est possible que pour les galaxies spirales. Il faut tenir compte de l’inclinaison i de la galaxie : Vmax = W / 2sini Profil d’émission de la raie à 21 cm w Fréquence

La relation de Tully-Fischer (suite) - M = a log Vmax + b a et b déterminés à partir de galaxies dont on connaît déjà la distance par des indicateurs primaires la mesure de Vmax permet de calculer M on mesure la magnitude apparente m d’où la distance D avec m - M = 5 log Dpc - 5

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 d’onde, ou petites fréquences) par rapport aux spectres des étoiles de notre Galaxie : effet Doppler-Fizeau Donc les galaxies s’éloignent les unes des autres On mesure leur décalage spectral et on déduit leur vitesse d’éloignement, puis leur distance avec la loi de Hubble

SPECTRE D’ÉTOILE (dans notre Galaxie)

GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU Noir : M31 Rouge : Z à mesurer Vitesse de la galaxie cZ par rapport à M31 10583  20 km/s Z = 0.0353

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

V ~ c [ (1+ Z)2 – 1 ] / [ (1+ Z)2 + 1 ] pour Z plus grand La spectroscopie permet de mesurer le décalage vers le rouge (redshift) Z de chaque galaxie : Z= ( - 0 )/ 0  = longueur d’onde d’une raie mesurée dans le spectre de la galaxie étudiée 0 = longueur d’onde de la même raie mesurée en laboratoire. Le décalage spectral Z permet d’estimer leur vitesse d’éloignement v : V ~ c Z si Z est petit V ~ c [ (1+ Z)2 – 1 ] / [ (1+ Z)2 + 1 ] pour Z plus grand Hubble a montré que la distance D des galaxies était proportionnelle à leur vitesse d’éloignement V ( relation de Hubble) V = H0 D

RELATION DE HUBBLE Galaxies proches Galaxies 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

où H0 est la “Constante de Hubble” D’où la distance D correspondante : D = V / H0 où H0 est la “Constante de Hubble” Les différents indicateurs ont permis de calibrer la constante de Hubble H0 telle que D = V / H0 Connaissant V on peut alors déduire D La valeur actuellement admise pour H0 est : 73  2(statistical error)  4(systematic error) km s-1 Mpc-1 (Freedman & Madore 2010, Annual Review of Astronomy & Astrophysics 48, 673) 74.8  3.1 km s-1 Mpc-1 (Riess et al. 2011, ApJ 730, 119, erratum ApJ 732, 129, et ApJ 752, 76)

Plan du cours Historique Principales techniques d’observation 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 l’Univers Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

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

Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? Par l’imagerie 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 ? Les elliptiques et lenticulaires contiennent très peu de gaz et de poussières et sont principalement constituées d’étoiles 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 n’en reste quasiment plus Les disques des galaxies spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il s’y forme encore des étoiles, en particulier dans les bras spiraux ; la présence d’étoiles jeunes donne donc aux bras spiraux une couleur bleue

Une galaxie peut avoir un aspect très différent selon la longueur d’onde à laquelle elle est observée

Andromède en lumière visible et en CO (en orange)

Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? (suite) Par la spectroscopie : On confirme les résultats ci-dessus de manière beaucoup plus fine On peut estimer les proportions d’étoiles de chaque type en ajustant des modèles de populations stellaires âge, métallicité, dispersion de vitesses

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

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

Age, métallicité, masse des étoiles 44.254 galaxies (Sloan Digital Sky Survey) Fraction de galaxies erreurs corres-pondantes métallicité âge masse stellaire Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

Relation âge-métallicité dans 6 intervalles de masse 5616 « late » type 26003 « early » type Contours: 26% 68% 95% 99% de confiance métallicité âge âge Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

Quelques résultats Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire totale (c.à.d. la masse sous forme d’étoiles) 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 n’est pas le seul paramètre déterminant l’histoire de la formation d’étoiles

Comment observe-t-on le gaz ? 90% H, 10% He Le gaz peut être neutre, moléculaire, ionisé Masse Nuage Densité T HI 10-40 5 107 10 103 - 105 105 - 106 1 – 5 109 10 000 103 - 104 100 - 1000 0.1 – 10 3 109 HII H2 Poussière Msol Msol cm-3 (K)

Observation de l’hydrogène neutre (HI) On observe l’hydrogène 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 qu’une elliptique à 21 cm, parce que la quantité de gaz y est beaucoup plus grande

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

L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51 Image HI Image optique (Rots et al.)

L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101 Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101 superposés sur l’image optique

Observation du gaz ionisé On observe le gaz ionisé dans le domaine visible, ultraviolet ou infrarouge par ses raies d’émission Les raies d’émission peuvent être détectées : en spectroscopie en imagerie à l’aide d’un filtre à bande passante étroite qui ne laisse passer que la lumière dont la longueur d’onde correspond à la raie Il faut alors soustraire la contribution du rayonnement continu pour n’avoir plus que l’émission dans la raie L’image dans le continu est obtenue avec un filtre n’incluant aucune raie d’émission (sinon on fait une correction)

Le gaz ionisé : Ha Comparaison HI / Ha

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

Modes d’ionisation 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 (s’il 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 d’ionisation dominant, les rapports d’intensités des raies d’émission sont différents Intérêt de la spectroscopie à fente longue et de la spectroscopie intégrale de champ

La spectroscopie à fente longue On choisit l’angle 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 d’intensités de raies d’émission en diverses zones On peut aussi tracer les courbes de rotation des galaxies spirales (cf. chapitre « cinématique des galaxies »)

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

Les PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons)

Les poussières 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 d’étoiles 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)

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

La galaxie M51 vue par le satellite Herschel

Les poussières (suite) Plus la longueur d’onde d’observation est grande, plus les poussières que l’on détecte sont froides (corps noir) Les poussières sont principalement constituées de silicates et de graphite (diamètre moyen de l’ordre de 0.5 μm)

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 »)