(Institut d’Astrophysique de Paris) DES GALAXIES COURS 4 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

Plan du cours Les galaxies à noyau actif 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 galaxies à noyau actif ou AGN (Active Galactic Nuclei) Définition : galaxies possédant en leur centre une région très compacte et très brillante Les AGN sont le siège de phénomènes énergétiques très intenses

Historique Première mention par Fath (1909) ? Slipher (1917) : raies d’émission intenses dans le spectre de NGC 1068 Hubble (1926) : idem plus NGC 4051 et NGC 4151 Seyfert (1943) : raies d’émission de haute excitation dans les spectres, raies de l’hydrogène souvent plus larges que les autres Woltjer (1959) : noyaux non résolus 1-100 pc et largeur des raies larges implique masse centrale 1010 Msolaire si matière gravitationnellement liée

Schmidt (1963) découvre le quasar 3C 273 aspect stellaire magnitude ~ 13 raies de Balmer à z=0.158 d’où magnitude absolue ~ -26.7 (environ 10 fois plus brillante que les galaxies les plus brillantes) Les quasars sont les régions centrales de galaxies Difficulté d’observer la galaxie sous-jacente Largeurs de raies en km/s: Si une raie a pour largeur Δλ à la longueur d’onde λ, on peut convertir Δλ en une vitesse v, avec v ~ c Δλ / λ

Les différents types d’AGN Les quasars = les plus énergétiques (à toutes les longueurs d’onde) - raies d’émission interdites étroites (200-500 km/s) à la fois de basse et de haute excitation - raies permises larges (jusqu’à 104 km/s) Les Seyfert 1 : idem quasars mais moins énergétiques Les Seyfert 2 : toutes les raies d’émission 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)

Quelques spectres de Seyfert S. Collin

Un spectre de quasar lointain : PC 1247+3406, z=4.897 Schneider et al. 1991, AJ 102, 837

Physique du gaz ionisé Raies étroites proviennent de la NLR (Narrow Line Region) [OIII] 4363/(4959+5007) donne température NLR Température ~ (1.0-2.0) 104 K [SII] 6717/6731 donne densité NLR Densité 103-106 cm-3 Raies larges proviennent de la BLR (Broad Line Region) Densité ~109 cm-3 Température ~ 104 K Profil et intensité des raies larges variables dans le temps (contrairement aux raies étroites)

Le modèle « classique » Trou noir supermassif (106-109 M0) au centre

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 l'ILR (Résonance Interne de Lindblad) La barre secondaire permet d'aller plus loin, de prendre le relais Questions en suspens : Quelles sont les orbites à l'intérieur de la barre secondaire ? Spirale nucléaire ? Troisième barre ? Combien de résonances ?

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 d’une ENLR (Extended NLR) pouvant atteindre plusieurs dizaines de kpc

La radio-galaxie Centaurus A Image visible Image IR (Spitzer) Image radio (VLA, 20cm)

M 87 RadioVLA 20 cm Rayons X Chandra Optique Radio 90 cm

Le quasar 3C334 Optique Radio VLA 6cm

Nature de l’émission radio Emission radio interprétée comme du rayonnement synchrotron, où les électrons spiralent autour des lignes de champ magnétique et émettent des photons de basse énergie (ondes radio) Emission radio compacte au centre implique la présence de champs magnétiques importants

Les systèmes absorbants dans les spectres des quasars: exemple de Q 1101 - 437 La raie Lyα (Lyman alpha) à λ0=121.6 nm est observée à λ = 382.0 nm d’où z=2.14 Les raies d’absorption (forêt Lyman alpha) sont dues à de la matière (baryonique) entre le quasar et nous sondage de la matière entre le quasar et nous La spectroscopie des quasars permet d’analyser la distribution de matière entre le quasar et nous P. Petitjean (IAP)

Plan du cours Distribution des galaxies dans l’Univers 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

Remonter dans le temps La lumière émise par un astre met un certain temps à nous parvenir. Quand on observe le Soleil on le voit tel qu’il était il y a 8 minutes Quand on observe à grand décalage spectral, on « remonte » donc dans le temps, et par conséquent on observe l’Univers quand il était plus « jeune ». Observer des galaxies à différents décalages spectraux nous renseigne donc sur l’évolution de l’Univers.

Temps de retour en arrière (« look-back time ») en fonction du redshift

LES GALAXIES EN COSMOLOGIE La Cosmologie étudie l’Univers dans son ensemble. Les galaxies permettent de « dessiner » l’Univers à grande échelle. Pour connaître la taille de l’Univers, il faut observer les galaxies les plus lointaines possibles.

OBSERVER DES OBJETS TRÈS LOINTAINS Le flux lumineux f reçu d’une galaxie est proportionnel à la surface S du télescope et inversement proportionnel au carré de sa distance D : f  S / D2 Si D est grande, le flux f est petit et on a évidemment besoin de grands télescopes (S grande)! On peut aussi observer aux grandes longueurs d’onde, où se trouve déplacé le maximum d’émission des galaxies en raison de leur grand décalage spectral.

Une des galaxies les plus lointaines z=8.56 Lehnert et al. 2010, Nature 467, 940

Une galaxie à z=6 Image Modèle Résidus Willott et al. 2013, AJ 145, 4

LES MOYENS D’ÉTUDE EN COSMOLOGIE La spectroscopie et les décalages spectraux La spectroscopie des quasars permet d’analyser la distribution de matière entre le quasar et nous. Les mesures de nombreux décalages spectraux de galaxies ont permis de mettre en évidence une structure de l’Univers en feuillets ou en éponge : des galaxies distribuées en filaments ou sur des feuillets beaucoup de vides des amas de galaxies à l’intersection des filaments L’imagerie profonde Permet de détecter les galaxies lointaines, les amas de galaxies, les arcs gravitationnels Les simulations numériques Méthode : on suppose que l’on met dans une boîte un certain nombre de particules ayant chacune une masse, et on regarde comment la structure évolue avec le temps sous l’effet de la gravité. Résultats : la distribution de particules obtenue a une structure qui ressemble aux structures observées.

LES GALAXIES UTILISEES POUR SONDER L’UNIVERS Carte Le premier diagramme en cône de Lapparent, Geller & Huchra (1986) ApJL 302, L1

LES GALAXIES UTILISEES POUR SONDER L’UNIVERS LA « GRANDE MURAILLE » D é c l i n a s o Ascension droite Geller & Huchra (1989) Science 246, 897

DES TRANCHES D’UNIVERS : les diagrammes en cône Geller & Huchra (1989) Science 246, 897

DISTRIBUTION DES GALAXIES DANS LE PROCHE UNIVERS Le long du cercle : ascension droite  cZ = 15000 km/s  Z = 0.05 Vitesses de récession représentées radialement

Le grand relevé 2dF (terminé) 1500 degrés carrés Télescope Anglo-Australien (4m) Chaque champ = cercle de 2 degrés de diamètre / spectrographe à 200 fibres 221.414 galaxies (z<0.25)

Un champ spectroscopique 2dF

2dF : relevé relativement peu profond mais dans une grande zone du ciel Colless et al. 2003 “Final Data Release”

Hiérarchie de structures dans le 2dF Chaque point est une galaxie Chaque point est un groupe de galaxies Eke et al. 2004, MNRAS 348, 866

Le relevé 6dF (terminé) 17 046 degrés carrés Télescope 1.2m Champ individuel 6 degrés Spectrographe à 150 fibres 150.000 galaxies à z<0.1 Jones et al. 2004, MNRAS 355, 747

Jones et al. 2009, MNRAS 399, 683

6dF

Le grand relevé Sloan (=SDSS, en cours) Télescope de 2.5m (Apache Point, USA) Champ individuel : diamètre 1.5 degrés / spectrographe à 640 fibres Champ total 7 000 degrés carrés Décalages spectraux pour 900.000 galaxies (z<0.25)

Les premiers résultats du Sloan Hikage et al. 2003, PASP 55, 911

Les amas de galaxies dans le Sloan Nord Sud Einasto et al. 2003, A&A 405, 425

Les superamas dans le Sloan Nord Sud Einasto et al. 2003, A&A 405, 425

Les relevés plus profonds (z~0.5) Norris (Palomar 5m) ESO-Sculptor (3.5m) de Lapparent et al. 2004, A&A 422, 841 Small et al. 1999, ApJ 524, 31

Comparaison de trois relevés ESO-Sculptor Sloan Tegmark et al. 2004,ApJ 606, 702 de Lapparent et al. 2004 A&A 422, 841 CfA de Lapparent et al. 1986, ApJ 302, L1

Relevé VLT / VIMOS ESO Very Large Telescope (VLT) 8m VIMOS : ~400 fentes 100 000 galaxies à z<1.5 4x4 degrés carrés

VVDS (VIMOS VLT) Le Fèvre et al. 2004, A&A 417, 839

VVDS (VIMOS VLT) Garilli et al. 2008, A&A 486, 683

De plus en plus profond: VIPERS

DISTRIBUTION SPATIALE D’AMAS DE GALAXIES EN RAYONS X Borgani S. & Guzzo L. 2001, Nature 409, 39

Un filament de galaxies entre plusieurs amas de galaxies Z = 0.023 A 2197/2199 Z = 0.0305/0.0296 COMA Z = 0.023 A 1367 Z = 0.0216 West, Jones & Forman (1995) ApJ 451, L5

Les deux filaments de Abell 1763 Fadda, Biviano, Marleau, Storrie-Lombardi & Durret 2007, ApJ 672, L9

Abell 496 et son environnement : un filament de galaxies, groupes et amas Boué, Adami, Durret, Mamon & Cayatte 2007, A&A 479, 335

Simulation numérique de la formation de structures dans un Univers de matière noire CDM. Le cube fait 500 millions d’années-lumière, et inclut 16 millions de particules (d’après le groupe INC de l’IAP).

Simulations de grandes structures basées sur MOND Llinares et al. (2008) MNRAS 391, 1778

Principaux résultats Les galaxies ne sont pas distribuées de manière uniforme dans l’espace Elles constituent une structure en éponge, avec des feuillets et des vides Elles semblent préférentiellement distribuées selon des filaments A l’intersection de ces filaments se situeraient les amas de galaxies Bon accord entre observations et simulations numériques