(Institut d’Astrophysique de Paris) DES GALAXIES COURS 5 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

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

Formation des galaxies Principales questions : Comment se forment les galaxies ? Quand se sont-elles formées ? Quels facteurs déterminent le type de galaxie qui va se former ? Relation(s) entre formation d’étoiles et formation des galaxies ? Deux approches complémentaires : Remonter dans le temps à partir de ce qu’on observe aujourd’hui Voir comment l’Univers a pu évoluer à partir des conditions initiales qu’on lui attribue

Hypothèses dans le cadre de la théorie du Big Bang L’Univers a environ 13.7 milliards d’années L’expansion (loi de Hubble) existe depuis le Big Bang (BB), mais son taux peut avoir varié Univers primordial très chaud et très dense ; température et densité constants à un instant donné dans l’Univers mais avec de faibles fluctuations Durant expansion/refroidissement, création de particules (protons, neutrons…) à partir de quarks Charge électrique totale nulle : autant de protons que d’électrons Les premières minutes après le BB, formation de noyaux d’hélium, d’où matière baryonique = environ 76% H et 24% He Existence aussi de matière non baryonique

Origine des galaxies Fluctuations de densité Existence de zones plus denses Accrétion accrue de matière (instabilité gravitationnelle) « Proto-galaxies » à partir desquelles se sont formées les galaxies Processus dit « monolithique » : chaque proto-galaxie va s’effondrer (« gravitational collapse ») pour donner une galaxie, contenant de la matière baryonique et de la matière non-baryonique (la matière noire) Problème : la matière noire doit jouer un rôle important mais on ne connaît pas sa nature !

Le scénario matière noire froide ou CDM (cold dark matter) Matière noire constituée de particules ayant vitesse << c Simulations numériques de « collapse » montrent formation de structures de 106 M0 Ces structures fusionnent (un certain nombre de fois) pour créer des galaxies de masse typique 1011 M0 Ce scénario est appelé « hiérarchique » ou « bottom-up »

Arbres de fusions

Le scénario matière noire chaude ou HDM (hot dark matter) Matière noire constituée de particules ayant vitesse comparable à c Fluctuations de densité à petite échelle disparaissent Simulations numériques montrent formation de structures de masse >> masse des galaxies individuelles Ces structures se fragmentent ensuite pour créer des galaxies de masse typique 1011 M0 Ce scénario est appelé « top-down  » Problèmes : Observations semblent indiquer que petites structures se sont formées avant les grandes (la plupart des amas observés à z~2 semblent encore en formation) Structures à très grande échelle prédites semblent différentes de ce qu’on observe

Le processus CDM Difficulté : il faut inclure les effets de la formation d’étoiles dans les simulations numériques La formation des galaxies elliptiques par fusion s’explique bien La formation des spirales pose problème : on forme des spirales de 106 M0 mais pas plus Une possibilité : on obtient des galaxies elliptiques de 1010-12 M0 qui peuvent accréter de la matière du milieu environnant ; si cette matière a moment angulaire suffisant elle peut former un disque En faveur de cette idée : bulbes des spirales et elliptiques ont mêmes propriétés

Les fonctions de luminosité des galaxies La formule de Schechter Ajustement = minimiser le χ2 En haut : Mlim=-16, α =-1.6, M*=-20.1 En bas : Mlim=-17, α =-1.4, M*=-20.0

Evolution en luminosité des galaxies isolées Evolution des galaxies dépend de l’environnement (fusions) et de l’évolution propre de la galaxie (étoiles, gaz) Lumière émise par une galaxie = somme des lumières émises par les étoiles qui la forment Donc évolution = taux de formation d’étoiles (Star Formation Rate, ou SFR) + évolution de chaque étoile SFR dans les elliptiques a été élevé dans le passé mais est quasi nul maintenant SFR dans les spirales : dans les Sa, SFR décroît avec le temps comme dans les elliptiques mais beaucoup moins vite, et est a peu près constant dans les Sc

La formation stellaire était beaucoup plus importante dans le passé (il y a 8-10 milliards d’années) que maintenant M0 Mpc-3 yr-1 Schaefer et al. 2002, ApJL Madau et al. 1996, MNRAS 283, 1388 Lanzetta et al. 2002, ApJ 570, 492 Steidel et al. 1999, ApJ 519, 1

Le diagramme de Madau étendu à z=11 grâce à Alma Bouwens et al. 2013, ApJ 765, 16

Effet Butcher-Oemler : proportion de galaxies bleues beaucoup plus grande dans amas lointains que dans amas proches

Evolution chimique des galaxies isolées Les plus faciles à modéliser Premières étoiles = H+He (Population III) Explosions de supernovae enrichissent générations suivantes d’étoiles en éléments lourds Donc composition chimique des étoiles et du MIS (milieu interstellaire) changent avec le temps Problème : il n’y a presque pas de galaxies isolées !

Evolution morphologique Observations du Hubble Deep Field semblent montrer que près de 25% des galaxies lointaines étaient irrégulières contre 7% aujourd’hui Rôle des fusions/interactions de galaxies Rôle des poussières (mal connu)

Conclusions Les galaxies n’ont pas pu se former à un moment unique de l’histoire de l’Univers Hypothèses Big Bang + CDM et formation « bottom-up » des galaxies : simulations numériques globalement en accord avec les observations MAIS… Certaines propriétés observées ne sont pas en accord avec prédictions des modèles

Conclusions (suite) Approche semi-analytique et approche hybride (analytique + numérique) reproduisent bien : les fonctions de luminosité des galaxies à différentes longueurs d’onde et leur évolution au moins jusqu’à z=3 les corrélations entre les différentes propriétés des galaxies (contenu gazeux, masse, couleur, type)

MAIS … la pente des fonctions de luminosité calculée est de l’ordre de -1.5 à -1.3 alors que la pente observée est plutôt -1.0 ; explications possibles : - effets de sélection sur les données ? - modélisation incomplète des vents galactiques ? - chauffage du milieu inter galactique par premières étoiles, noyaux actifs et/ou supernovae primordiales ? relations entre matière et lumière mal connues comptages de galaxies dans domaine submillimétrique mal reproduits (galaxies des modèles ne sont pas assez lumineuses dans ce domaine ; poussières mal prises en compte ?) couleurs des galaxies lointaines mal prédites

Formation des amas de galaxies Dans le scénario « Cold Dark Matter » les galaxies se sont formées, puis les amas, qui comprennent des galaxies, du gaz très chaud et de la matière noire Le gaz devait être très chaud dès la formation des amas, et sauf tout au centre de certains amas il n’a pas eu le temps de se refroidir depuis la formation de l’amas

Croissance de la masse des amas avec le temps Reichert et al. (2011) A&A 535, 4

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

Les groupes et amas de galaxies Les amas de galaxies comprennent : des galaxies (quelques centaines à plusieurs milliers) visibles surtout en lumière visible du gaz très chaud émettant en rayons X de la matière noire (ou sombre) George Abell (1927-1983) Fritz Zwicky (1898-1974) Gaz chaud Galaxies Amas de galaxies

Un amas célèbre : Coma (la chevelure de Bérénice) Satellite XMM-Newton Satellite Chandra Coma en lumière visible Coma en rayons X

Caractéristiques des amas Les amas de galaxies sont les plus grandes structures de l’Univers liées par la gravité Dimensions : quelques Mpc Masse : de l’ordre de 1015 M0 1 Mpc ~ 3 1022 m (Mpc = Megaparsec) 1 M0 ~ 2 1030 kg (masse du Soleil)

Qu’arrive-t-il aux galaxies dans les amas ? Les galaxies elliptiques sont probablement formées par la fusion de galaxies (elliptiques ou spirales) Dans les amas, on observe plus de galaxies elliptiques dans les régions centrales, et plus de spirales dans les zones extérieures Dans les zones extérieures on voit aussi des spirales où la formation d’étoiles est intense, donc on pense que ce sont des galaxies en train de « tomber » sur l’amas : le gaz est alors comprimé et des étoiles se forment

Le gaz des galaxies peut aussi être arraché par leur mouvement dans le gaz inter-amas, ce qui va au contraire diminuer le taux de formation d’étoiles « Ram pressure stripping », déficience HI : la pression exercée par le gaz interamas arrache leur gaz aux galaxies « Harrassment » : les fusions et interactions de marée successives arrachent aussi du gaz aux galaxies « Starvation/strangulation » : du fait de la diminution du gaz disponible, le taux de formation d’étoiles diminue

Un moyen d’analyse pour les galaxies : les fonctions de luminosité Les fonctions de luminosité (FDL) des galaxies dans les amas nous renseignent sur la proportion de galaxies à différentes magnitudes La pente de la FDL aux faibles magnitudes semble dépendre de l’environnement : elle est plus plate au centre des amas (les galaxies faibles sont accrétées par les grosses galaxies) et plus « pentue » dans les zones externes

Exemple de Coma Lobo et al. 1997, A&A 317, 385

La relation couleur-magnitude Abell 496 Coma Adami et al. 2006, A&A 459, 659 Boué et al. 2008, A&A 479, 335

Dispersion de vitesses des galaxies dans les amas Spectroscopie des galaxies redshifts et vitesses des galaxies La largeur à mi-hauteur de la gaussienne donne la dispersion de vitesses σv

Le théorème du viriel Zwicky (1937) a le premier trouvé que Dans un système en équilibre dynamique 2Ec + Ep = 0 Ec = ½ M σv 2 Ep = - G M2 / 2R Puisque 2Ec = - Ep on peut calculer Mdyn = 2R σv 2 / G masse totale de l’amas Zwicky (1937) a le premier trouvé que Mdyn =10-100 Mstellaire matière noire

Les amas sont aussi des lentilles gravitationnelles Amas de Galaxies Galaxie Lointaine Observateur

Effet de lentille gravitationnelle fort (strong lensing) au centre Effet de lentille gravitationnelle faible (weak lensing) à grande échelle Rayon d’Einstein des amas Les plus massifs : 10-45” Ned Wright, UCLA

DÉCOUVERTE DU PREMIER ARC GÉANT : ABELL 370 Zamas = 0.375 Z source = 0.725 Soucail et al. (1987) A&A 172, L14

MS 2137 - 23 Zamas = 0.33 Zsource = 0.913

ABELL 2218 Z amas = 0.1710 HST 04/1995 W. Couch (UNSW), NASA

HST/ACS i & z + ISAAC/VLT Ks RDCS152.9-2927 à z=1.237 Mosaique 4 ACS pointages, total de 20 orbites dans la bande z, 12 orbites dans la bande i combinées avec de l’imagerie profonde ISAAC Champs : 4’x4’ (2x2 Mpc) 2’x2’ (1x1 Mpc) 1’x1’ (0.5x0.5 Mpc) 0.5’x0.5’ (0.25x0.25 Mpc) HST/ACS i & z + ISAAC/VLT Ks P. Rosati

Arcs gravitationnels découverts dans l ’amas RDCS1252 à z=1.24 Galaxie à z= 3.36 Arc A Arc B

RÉSUMÉ L’effet de lentille gravitationnelle FORT permet : de déduire la distribution de masse dans l’amas-lentille ; la masse totale de l’amas ainsi déduite est en général en bon accord avec celle calculée à partir de l’émission de l’amas en rayons X d’observer des galaxies très lointaines (z>5) qu’on ne détecterait pas autrement L’effet de lentille gravitationnelle FAIBLE permet, par l’analyse des déformations de très nombreuses galaxies, de déterminer le cisaillement (« shear ») dû à l’effet gravitationnel de l’amas

Les amas de galaxies en rayons X On observe le ciel en rayons X grâce à des satellites, car les rayons X sont absorbés par l’atmosphère terrestre et ne parviennent pas au sol Actuellement, trois grands satellites X sont en orbite : XMM-Newton (européen), Chandra (américain) et Suzaku (japonais) Leurs propriétés (respectivement : sensibilité, résolution spatiale et résolution en énergie), sont complémentaires

Quelques exemples d’images d’amas en rayons X Abell 2142 (z=0.09) L’amas du Centaure (z=0.011)

Abell 426 (Persée) (z=0.0179) Lumière visible Rayons X

L’amas en fusion Abell 754 (z=0.0535) En couleurs : carte de densité en lumière visible En blanc : isocontours en rayons X (Rosat PSPC) Zabludoff & Zaritsky (1995) ApJ 447, L21

L’amas en fusion Abell 3376 (z=0.046) Durret et al. 2013, A&A 560, 78

Deux amas en fusion plus lointains

Ce gaz est fortement ionisé (FeXXV, FeXXVI) Les amas de galaxies en X apparaissent comme des sources diffuses et étendues Ce gaz est fortement ionisé (FeXXV, FeXXVI) L’élément majoritaire dans l’univers étant H (hydrogène), ce plasma est essentiellement composé de protons et d’électrons Luminosité X ~ 1037 W Les électrons du gaz sont freinés lorsqu’ils passent près des protons et émettent des photons X par rayonnement de freinage (bremsstrahlung) Emissivité où T=température du gaz (dix à cent millions de degrés), n=densité électronique

Les spectres en rayons X Ces spectres sont interprétés comme dus à un gaz très chaud (des millions de degrés) et très peu dense (108 particules par mètre cube, alors que l’atmosphère terrestre au niveau de la mer en contient environ 1025 par mètre cube) Raie du fer Le spectre X de L’amas Abell 85 (z=0.055) Satellite XMM-Newton

Les spectres en rayons X nous permettent d’estimer : la température et la densité du gaz la variation de ces quantités en fonction de la distance au centre de l’amas l’abondance des éléments « lourds » qui ont été fabriqués dans les étoiles et rejetés dans le milieu intergalactique, en particulier le fer

Que nous apprennent les images en rayons X ? Les amas ne sont pas souvent des structures lisses et homogènes (amas dits « relaxés ») Les fusions d’amas sont fréquentes Même quand l’émissivité en rayons X semble homogène, les cartes de température et de métallicité montrent que ce n’est pas toujours le cas

Abell 496 : un amas qui semblait « relaxé » Cartes obtenues à partir de données XMM-Newton Température Métallicité Emissivité

Les cartes de température en rayons X Abell 85 Abell 2667 Abell 3376 Abell 496

Comparaison avec des simulations numériques z=0.13 z=0.09 z=0 Emissivité Température du gaz Bourdin, Sauvageot, Slezak, Bijaoui, Teyssier 2004, A&A 429, 443

Abell 85 Carte de température obtenue par simulation numérique XMM temperature map Bourdin, Sauvageot, Slezak, Bijaoui, Teyssier 2004, A&A 429, 443 Durret, Lima Neto & Forman 2005, A&A 432, 809

Un scénario pour Abell 85 : cet amas a subi plusieurs fusions Fusion plus ancienne avec un amas moins massif venant du NW Chute (encore en cours) de groupes venant du sud-est et arrivant sur la zone d’impact Chute de groupes

Conséquences des fusions d’amas Le gaz est comprimé entre les deux amas, donc son émissivité en rayons X augmente (elle est proportionnelle à n2 ) Le gaz (hydrogène froid) contenu dans les galaxies peut aussi être comprimé, donc le taux de formation d’étoiles dans les galaxies augmente Mais ce gaz peut aussi être arraché des galaxies, et alors le taux de formation d’étoiles diminue

Conséquences des fusions d’amas (suite) Les distributions du gaz X et de la matière noire (calculée à partir de l’effet de lentille gravitationnelle) peuvent être différentes : amas dit du boulet (1E0657-56) A: image optique et contours de masse B: image en rayons X et contours de masse Clowe, Gonzalez & Markevitch 2004, ApJ 604, 596

Estimation de la masse de gaz X A partir de la densité n(r) du gaz on peut calculer la masse de gaz Mgaz(r) en fonction du rayon et par intégration la masse de gaz de l’amas jusqu’au rayon R Hypothèse (souvent fausse) : symétrie sphérique

Estimation de la masse totale de l’amas à partir des données en rayons X En supposant que le gaz est en équilibre hydrostatique avec l’ensemble de la matière de l’amas, on peut calculer la masse totale ou masse dynamique de l’amas en fonction du rayon Mdyn(r) Par intégration sur le rayon on calcule ensuite la masse totale de l’amas Mdyn

Si loi des gaz parfaits s’applique (faible densité du gaz) Équation d’Euler: Φ = potentiel gravitationnel P = pression, ρ=densité Si symétrie sphérique Si loi des gaz parfaits s’applique (faible densité du gaz) μ=0.6 poids moléculaire moyen mH masse atome H

Masse totale en fonction du rayon: où mp=masse du proton μ=0.61 poids moléculaire moyen Pnt=pression supplémentaire (magnétique, rayons cosmiques, turbulence… ) souvent négligée mais ce n’est pas forcément justifié Masse totale (ou masse dynamique) Mdyn s’obtient par intégration sur r dyn Terme de pression non thermique

Influence de la pression non thermique (rayons cosmiques, champs magnétiques et turbulence du gaz émetteur X ) : non négligeable ! Lagana et al. 2010, A&A 510, 76

Résultats La masse de gaz est seulement environ 15-20% de la masse totale, et la masse des galaxies représente quelques % de la masse de l’amas présence de matière noire La masse totale des amas calculée à partir des données en rayons X et à partir des lentilles gravitationnelles est à peu près la même (sauf sous-structures importantes)

Quelques conclusions (lumière visible) Il faut d’abord savoir quelles galaxies font vraiment partie de l’amas étudié Les propriétés des galaxies sont modifiées par leur appartenance à un amas (type, formation d’étoiles)

Quelques conclusions (rayons X) Les cartes de température du gaz X montrent que les amas ne sont pas « relaxés » mais ont subi et subissent encore des fusions Ces cartes nous renseignent sur l’histoire de formation des amas La comparaison de ces cartes avec les simulations numériques est très importante Les masses d’amas déduites des X sont en accord avec celles déduites par la méthode des lentilles gravitationnelles sauf dans les amas dynamiquement perturbés/présentant des sous-structures

Conclusions (suite) Les amas jouent un rôle important en cosmologie pour déterminer les paramètres cosmologiques On observe maintenant des amas de plus en plus lointains (z=1 à 2) On en connaît de plus en plus à z>1.5 où l’on approche du z de formation des amas Vikhlinin et al. 2009, ApJ 692, 1060

Compter les amas nous donne des informations cosmologiques Romer et al. 2001, ApJ 547, 594