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

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1 1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris) COURS 5

2 2 Plan du cours 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

3 3 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

4 4 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

5 5 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 !

6 6 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 10 6 M 0 Ces structures fusionnent (un certain nombre de fois) pour créer des galaxies de masse typique 10 11 M 0 Ce scénario est appelé « hiérarchique » ou « bottom-up »

7 7 Arbres de fusions

8 8 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 10 11 M 0 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

9 9 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 10 6 M 0 mais pas plus Une possibilité : on obtient des galaxies elliptiques de 10 10-12 M 0 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

10 10 Les fonctions de luminosité des galaxies Press & Schechter 1974, ApJ 187, 425 Paramètres trouvés ici : α =-1.6, M*=-20.1 Ajustement : minimiser le χ 2

11 11 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

12 12 La formation stellaire était beaucoup plus importante dans le passé (il y a 8-10 milliards d’années) que maintenant M 0 Mpc -3 yr -1 Steidel et al. 1999, ApJ 519, 1 Schaefer et al. 2002, ApJL Madau et al. 1996, MNRAS 283, 1388 Lanzetta et al. 2002, ApJ 570, 492

13 Le diagramme de Madau étendu à z=11 grâce à Alma 13 Bouwens et al. 2013, ApJ 765, 16

14 14 Effet Butcher-Oemler : proportion de galaxies bleues beaucoup plus grande dans amas lointains que dans amas proches

15 15 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 !

16 16 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)

17 17 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

18 18 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)

19 19 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

20 20 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

21 21 Croissance de la masse des amas avec le temps Reichert et al. (2011) A&A 535, 4 temps

22 22 Plan du cours 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

23 23 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) Les groupes et amas de galaxies

24 24 Un amas célèbre : Coma (la chevelure de Bérénice) Coma en lumière visible Coma en rayons X Satellite XMM-Newton Satellite Chandra

25 25 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 10 15 M 0 1 Mpc ~ 3 10 22 m (Mpc = Megaparsec) 1 M 0 ~ 2 10 30 kg (masse du Soleil)

26 26 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 Qu’arrive-t-il aux galaxies dans les amas ?

27 27 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

28 28 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

29 29 Exemple de Coma Lobo et al. 1997, A&A 317, 385

30 30 La relation couleur-magnitude Adami et al. 2006, A&A 459, 659 (en rouge, redshifts spectroscopiques dans l’amas) Boué et al. 2008, A&A 479, 335 Coma Abell 496

31 Dispersion de vitesses des galaxies dans les amas Spectroscopie des galaxies redshifts et vitesses des galaxies 31 La largeur à mi- hauteur de la gaussienne donne la dispersion de vitesses σ v de l’ensemble des galaxies de l’amas

32 Le théorème du viriel Dans un système en équilibre dynamique 2E c + E p = 0 E c = ½ M σ v 2 E p = - G M 2 / 2R Puisque 2E c = - E p on peut calculer M dyn = 2R σ v 2 / G masse totale de l’amas Zwicky (1937) a le premier trouvé que M dyn =10-100 M stellaire matière noire

33 33 Observateur Amas de Galaxies Galaxie Lointaine Les amas sont aussi des lentilles gravitationnelles

34 34  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

35 35

36 36 DÉCOUVERTE DU PREMIER ARC GÉANT : ABELL 370 Z amas = 0.375 Z source = 0.725 Soucail et al. (1987) A&A 172, L14

37 37 MS 2137 - 23 Z amas = 0.33 Z source = 0.913

38 38 ABELL 2218 HST 04/1995W. Couch (UNSW), NASA Z amas = 0.1710

39 39 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

40 40 Arcs gravitationnels découverts dans l ’amas RDCS1252 à z=1.24 Arc A Arc B Galaxie à z= 3.36

41 41 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, d’où la distribution de masse dans l’amas et la masse totale de l’amas

42 42 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

43 43 Quelques exemples d’images d’amas en rayons X Abell 2142 (z=0.09) L’amas du Centaure (z=0.011)

44 44 Abell 426 (Persée) (z=0.0179) Rayons X Lumière visible

45 45 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

46 L’amas en fusion Abell 3376 (z=0.046) 46 Durret et al. 2013, A&A 560, 78

47 47 Deux amas en fusion plus lointains

48 48 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 ~ 10 37 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

49 49 Les spectres en rayons X Ces spectres sont interprétés comme dus à un gaz très chaud (des millions de degrés) et très peu dense (10 8 particules par mètre cube, alors que l’atmosphère terrestre au niveau de la mer en contient environ 10 25 par mètre cube) Le spectre X de L’amas Abell 85 (z=0.055) Satellite XMM-Newton Raie du fer

50 50 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

51 51 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

52 52 Abell 496 : un amas qui semblait « relaxé » Cartes obtenues à partir de données XMM-Newton EmissivitéTempératureMétallicité

53 53 Les cartes de température en rayons X Abell 2667 Abell 85 Abell 496Abell 3376

54 54 Comparaison avec des simulations numériques Bourdin, Sauvageot, Slezak, Bijaoui, Teyssier 2004, A&A 429, 443 Emissivité Température du gaz z=0z=0.09z=0.13

55 55 XMM temperature map Carte de température obtenue par simulation numérique Durret, Lima Neto & Forman 2005, A&A 432, 809 Bourdin, Sauvageot, Slezak, Bijaoui, Teyssier 2004, A&A 429, 443 Abell 85

56 56  Fusion plus ancienne avec un amas moins massif venant du NW Chute de groupes  Chute (encore en cours) de groupes venant du sud-est et arrivant sur la zone d’impact Un scénario pour Abell 85 : cet amas a subi plusieurs fusions

57 57 Conséquences des fusions d’amas Le gaz est comprimé entre les deux amas, donc son émissivité en rayons X augmente (elle est proportionnelle à n 2 ) 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

58 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) 58 Conséquences des fusions d’amas (suite) Clowe, Gonzalez & Markevitch 2004, ApJ 604, 596 A: image optique et contours de masse B: image en rayons X et contours de masse

59 59 Distribution de la matière noire Clowe et al. 2006, ApJ 648, 109 L’amas du boulet Carte de l’émission X en couleurs En blanc : contours de la distribution de masse totale calculée par « weak lensing »

60 Distribution de la matière noire 60 Jee et al. 2016, ApJ 817, 179 L’amas dit « de la brosse à dents » Carte de l’émission X en couleurs En blanc : contours de la distribution de masse totale calculée par « weak lensing » En vert : contours de l’émission radio

61 61 A partir de la densité n(r) du gaz on peut calculer la masse de gaz M gaz (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 de gaz X

62 62 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 M dyn (r) Par intégration sur le rayon on calcule ensuite la masse totale de l’amas M dyn

63 63 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 m H masse atome H

64 64 Masse totale en fonction du rayon: où m p =masse du proton μ=0.61 poids moléculaire moyen P nt =pression supplémentaire (magnétique, rayons cosmiques, turbulence… ) souvent négligée mais ce n’est pas forcément justifié Masse totale (ou masse dynamique) M dyn s’obtient par intégration sur r Terme de pression non thermique dyn

65 65 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

66 66 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) Résultats

67 67 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)

68 68 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

69 69 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 2.5) 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

70 L’amas le plus lointain connu : z=2.506 ! 70 Wang et al. 2016, arXiv:1604.07404

71 Compter les amas nous donne des informations cosmologiques Romer et al. 2001, ApJ 547, 594 71 W1,W2,W3,W4: Nombre d’amas détectés dans les champs « Wide » du CFHTLS

72 Apportez vos calculettes pour l’examen : Lundi 12 décembre de 16h30 à 17h30 à Paris (bâtiment B) 72