(Institut d’Astrophysique de Paris) DES GALAXIES COURS 1 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

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

Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours ici : www.iap.fr/users/durret/M1/ Cours lundi 26/10, 2/11, 9/11, 16/11 et 23/11 de 9h à 11h Examen lundi 30/11 (à confirmer)

Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée

Historique Première observation d’une galaxie : la Voie Lactée Interprétations liées à la mythologie : Blé semé par Isis ? Lait répandu par Junon ? Questions philosophiques : Où est la Terre ? Quelle est la forme de l’ensemble d’étoiles que l’on voit à l’œil nu ? Cet ensemble est-il unique ?

Chronologie 960 : Abd al-Rahman al-Sufi (Ispahan) : première mention d’Andromède ? 1519 : Magellan mentionne les « nuages de Magellan »

Galilée (1610) : la Voie Lactée est constituée d’étoiles Wright (1750) : relie la théologie à l’astronomie ; existence d’autres « Centres Sacrés »

Kant (1755) : hypothèse des « Univers-Iles »: les nébuleuses elliptiques sont des systèmes de nombreuses étoiles à des distances immenses Messier (1771) : catalogue d’objets diffus (nébuleuses)

William Herschel (1738-1822) : musicien passionné d’astronomie ; construit des lunettes, puis des télescopes, découvre divers types de nébuleuses, compte des étoiles dans tout le ciel et trouve une distribution lenticulaire pour notre Galaxie, avec sa sœur Caroline Herschel (1750-1848). Son fils John Herschel (1792-1871) astronome et chimiste. Publication du General Catalogue en 1864.

Lord Rosse (1850) : découverte de la structure spirale d’Andromède et de nombreuses autres nébuleuses M51 la galaxie des chiens de chasse

Les premiers catalogues de galaxies John Dreyer (1888) New General Catalogue (NGC, puis IC) William et John Herschel (1864) General catalogue

Autres catalogues de galaxies Zwicky UGC (Nilson) MCG (Vorontsov-Velyaminov) Reference Catalogue 3 = RC3 (de Vaucouleurs)

Le « Grand Débat » Curtis-Shapley de 1920: les nébuleuses sont-elles dans notre Galaxie ou lui sont-elles extérieures ? Shapley (a tort) Curtis (a raison)

Hubble (années 1920) : définition actuelle les nébuleuses sont des nuages de gaz de notre Galaxie les galaxies sont des ensembles de quelques millions à quelques milliards d’étoiles (conséquence : ce sont des objets très grands et très massifs) les galaxies sont extérieures à la nôtre et situées très loin

LES GALAXIES VISIBLES A L’OEIL NU Andromède (à 2.9 millions d’années lumière), visible de l’hémisphère nord Les nuages de Magellan (à 150.000 années lumière), visibles de l’hémisphère sud 1 année lumière = distance parcourue par la lumière en une année, à la vitesse de 300.000 km/s 1 année lumière  1016 m 1 an ~ π 107 s Vitesse de la lumière : « Ah messagère admirable, lumière éclatante, je sais votre célérité » c= 299 792. 458 km/s (nombre de lettres par mot)

Andromède, la seule galaxie visible à l’œil nu dans l’hémisphère nord Carré de Pégase Andromède H. REEVES « Poussières d’étoiles »

Andromède (M31) et ses compagnes

Les nuages de Magellan LMC SMC Large Magellanic Cloud Small Magellanic Cloud

LE GROUPE LOCAL  3.5 millions d’années-lumière H. REEVES . « Poussières d’étoiles »

Plan du cours Principales techniques d’observation 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

Principales techniques d’observation Imagerie Spectroscopie Différentes techniques suivant les longueurs d’onde Au sol ou depuis l’espace (satellites)

OBSERVATOIRE DE MAUNA KEA (HAWAII, USA) Subaru JCMT Keck 1,2 Univ. Hawaii IRTF Magellan-Nord CFHT

TÉLESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII (CFHT, 3.60m de diamètre)

VERY LARGE TELESCOPE, PARANAL, CHILI ESO (EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY) 4 télescopes de 8.20m de diamètre

Les 4 VLT: Antu Kueyen Melipal Yepun Le télescope Kueyen du VLT Transport d’un miroir (8.2m de diamètre, 17cm d’épaisseur!) Les 4 VLT: Antu Kueyen Melipal Yepun L’homme donne l’échelle !

Projet E-ELT (European Extremely Large Telescope) Diamètre entre 30 et 42m, multi-miroirs

ESO/ALMA

Transmission atmosphérique Fenêtres d’observation : Optique Infrarouge Radio

Imagerie (visible, infrarouge) Caméras CCD en lumière visible et infrarouge Exemples de très grandes caméras : Megacam (optique) ou WIRCAM (infrarouge) au Télescope Canada-France-Hawaii Megacam : 40 CCDs de 2048x4612 pixels, soit 340 Mpixels Champ 1°x1°, 0.187 ’’/px 1 image ~ 1.64 Gigaoctets U B V R I Filtres

Filtres superposés sur le spectre d’une galaxie elliptique

Filtres superposés sur divers spectres de galaxies

Distribution d’énergie de l’ultraviolet à l’infrarouge pour différents types de galaxies

En infrarouge proche WIRCam au CFHT : 4 détecteurs 2048x2048, champ 20’x20’, 0.3’’/px Très haute résolution spatiale : Hubble Space Telescope (HST) en optique et UV, optique adaptative au sol En UV, X, γ observations par satellite En radio, antennes de grand diamètre ou multiples

Informations données par l’imagerie Morphologie des galaxies Photométrie (quantité de lumière reçue par unité de temps) dans différents filtres Couleurs (différence entre deux filtres) Contenu stellaire Filtres interférentiels laissant passer une seule raie informations sur le gaz (raies d’émission)

Redshifts photométriques Spectres modèles (« templates ») Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841

En rouge : points d’observation En noir : ajustement de la distribution spectrale d’énergie En bleu : spectre s’il n’y avait pas de poussière

Coe et al. 2013, ApJ 762, 32

Contrôle par type : zphot (redshift photométrique) versus zspec (redshift spectroscopique) Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841

Quelques définitions L=4π D2 F où L = luminosité (watts ou erg/s) F= flux reçu (watt m-2 ou erg cm-2 s-1 ) D= distance de l’objet (m ou Mpc) Si on mesure F et on estime D, on a L magnitude apparente m=-2.5 logF (+cte) d~αD où d=diamètre linéaire α=diamètre angulaire (en radians!)

Besoin d’une résolution spatiale élevée : instrument et « seeing » jouent un rôle En particulier Pour résoudre des détails fins Pour détecter des objets faibles

Images Hubble Space Telescope Dans l’espace : on s’affranchit du « seeing » Images Hubble Space Telescope Messier 100 Avant réparation Après réparation

Au sol : l’optique active/adaptative (Active/Adaptive Optics) fait des miracles! Principe : la turbulence atmosphérique « brouille » les images on analyse le front d’onde avec un dispositif optique (interférométrique ou non) pour estimer la perturbation due à l’atmosphère cela nécessite d’avoir une source ponctuelle (étoile ou quasar) de magnitude « convenable » dans le champ, sinon « étoiles guides lasers » (par exemple sur Yepun) on déforme le miroir primaire en temps réel à l’aide de petits vérins (optique adaptative) l’optique active permet de corriger des déformations lentes dues à l’instrument optique lui-même avec un miroir segmenté « tip-tilt »

Etoile laser au télescope Keck (Hawaii)

L’optique active (AO) au sol Ray Wilson Image d’une étoile prise avec un télescope au sol sans et avec optique adaptative Sans AO Avec AO

Images du centre Galactique avec et sans optique adaptative

Spectroscopie Spectroscopie d’ouverture Spectroscopie à longue fente Spectroscopie intégrale de champ Domaine visible mais aussi infrarouge, UV, rayons X (moins bonne résolution aux plus grandes énergies)

Spectroscopie d’ouverture Vitesse, Dispersion de vitesse …

Spectroscopie à longue fente Profils cinématiques

Spectroscopie intégrale de champ On obtient un spectre à chaque position

Spectroscopie intégrale de champ Dispersion Vitesse Flux

Plan du cours Morphologie 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

Morphologie des galaxies On distingue le bulbe, le disque, les bras spiraux (dans le disque) L’importance relative de ces trois éléments détermine la « séquence » de Hubble (1930) : Elliptiques : gros bulbe, pas de disque (E0 à E9 suivant aplatissement) Lenticulaires : assez gros bulbe, petit disque (S0) Spirales (barrées ou non) : petit bulbe, grand disque (Sa, Sb, Sc suivant forme fermée/ouverte des bras spiraux ; SBa, SBb, SBc si barrées) Irrégulières Attention : ce n’est pas une « séquence » dans le temps ! Plusieurs sous-types à l’intérieur de chaque type

Morphologie des galaxies : petit bestiaire Diagramme de Hubble (en diapason) Type précoce Early type Type tardif Late type

Principaux paramètres de la séquence de Hubble: 1. Elliptiques: type En, avec 0 ≤ n ≤ 9, n=10(1-b/a) 2. Rapport bulbe/disque: concentration de masse croissante de Sc vers Sa 3. Masse totale croissante de « late » (tardif) vers « early » (précoce) 4. Fraction de gaz et donc formation d'étoiles décroissante de Sc à Sa et à Elliptiques 5. Enroulement des bras croissant de Sc à Sa, dénotant une plus grande stabilité des systèmes « early » (concentration de masse, rapport gaz/étoiles)

MESSIER 87 Type Elliptique

CENTAURUS A = NGC 5128 Type Elliptique

MESSIER 104 (Sombrero) Type Sa

MESSIER 31 (ANDROMÈDE) Type Sb

GALAXIE « WHIRLPOOL » M 51 (Tourbillon) Type Sc

NGC 1232 Type Sc Image ESO VLT (Very Large Telescope) ANTU+FORS1

MESSIER 100 (NGC 4321) Type Sc

NGC 4314 Type SBa

NGC 1365 (Type SBc)

NGC 4214 (Galaxie Irrégulière) (Image HST)

Le profil de la distribution de lumière dans les galaxies Galaxies elliptiques : loi de de Vaucouleurs, dite en r 1/4 Σ= brillance de surface Galaxies spirales : profil exponentiel Généralisation : loi de Sérsic (n=1 profil exponentiel, n=4, profil de de Vaucouleurs) Σ = Σe exp {-7.67 [ (r/re) 1/4 - 1] } Σ = Σ0 exp [ - (r/rD) ] Σ = Σ0 exp [ - b n (r/r e )1/n ]

Remarques Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble de façon immuable Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés possibles selon la quantité de gaz accrétée Les galaxies ne sont pas des systèmes complètement formés Elles continuent leur formation et leur évolution tout au long de l'âge de l'Univers soit par évolution séculaire, interne (évolution stellaire) soit par interaction entre galaxies, fusions et accrétions

Proportions approximatives des divers types (en nombre) 60% de galaxies elliptiques, principalement des naines elliptiques 30% de spirales 10% d’irrégulières ou inclassables Note : ces proportions sont différentes si on considère les groupes et les amas de galaxies

Les galaxies cD d’amas Dans les amas de galaxies la galaxie elliptique centrale est souvent devenue énorme par accrétion des galaxies qui l’entourent galaxie cD (cluster Dominant) La galaxie cD d’Abell 85