(Institut d’Astrophysique de Paris)

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

2 Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours ici :
Cours lundi 6/11 (2 heures), 13/11 (4 heures), 20/11 (2 heures), 4/12 (2 heures) à partir de 16h15 à Paris Examen lundi 18/12

3 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

4 Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée

5 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 ?

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

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

8 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)

9 William Herschel ( ) : 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 ( ). Son fils John Herschel ( ) astronome et chimiste. Publication du General Catalogue en 1864.

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

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

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

13 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)

14 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

15 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 années lumière), visibles de l’hémisphère sud 1 année lumière = distance parcourue par la lumière en une année, à la vitesse de 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= km/s (nombre de lettres par mot)

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

17 Andromède (M31) et ses compagnes

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

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

20 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

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

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

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

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

25 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 !

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

27 ESO/ALMA

28 Et très bientôt … James Webb Space Telescope

29 Transmission atmosphérique
Fenêtres d’observation : Optique Infrarouge Radio

30 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 Decam sur le télescope Blanco : champ 3 deg2, échelle 0.27 ’’/px U B V R I Filtres

31 Filtres superposés sur le spectre d’une galaxie elliptique

32 Fλ Filtres superposés sur divers spectres de galaxies spiral
elliptical

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

34 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

35 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)

36 Redshifts photométriques
Spectres modèles pour divers types de galaxies (« templates ») Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841

37 Ajustement de la distribution spectrale d’énergie
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

38 Distribution spectrale d’énergie pour deux galaxies lointaines
Coe et al. 2013, ApJ 762, 32

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

40 A partir d’images dans plusieurs bandes, on obtient ainsi pour chaque galaxie du champ une estimation du type de la galaxie et de son redshift Chaque image peut comprendre des dizaines de milliers de galaxies, donc gain de temps par rapport à la spectroscopie mais redshifts moins précis

41 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!)

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

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

44 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 »

45 Etoile laser au télescope Keck (Hawaii)

46 Etoiles laser au VLT

47 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

48 Images du centre Galactique avec et sans optique adaptative

49 Région centrale de la Voie Lactée vue par l’instrument Gravity sur le VLT

50 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)

51 Spectroscopie d’ouverture
Vitesse, Dispersion de vitesse …

52 Spectroscopie à longue fente
Profils cinématiques

53 Spectroscopie intégrale de champ
On obtient un spectre à chaque position

54 Spectroscopie intégrale de champ
Dispersion Vitesse Flux

55 MUSE : un spectrographe intégral de champ sur le VLT

56 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

57 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

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

59 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)

60 MESSIER 87 Type Elliptique

61 CENTAURUS A = NGC 5128 Type Elliptique

62 MESSIER 104 (Sombrero) Type Sa

63 MESSIER 31 (ANDROMÈDE) Type Sb

64 GALAXIE « WHIRLPOOL » M 51 (Tourbillon)
Type Sc

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

66 MESSIER 100 (NGC 4321) Type Sc

67 NGC Type SBa

68 NGC 1365 (Type SBc)

69 NGC 4214 (Galaxie Irrégulière)
(Image HST)

70 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 = spirales ; n=4, profil de de Vaucouleurs = elliptiques) 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 ]

71 Remarques Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble de façon immuable Les galaxies ne sont pas des systèmes complètement formés Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés sont possibles selon la quantité de gaz accrétée Il existe des bulbes et des pseudo-bulbes, qui diffèrent par leurs propriétés cinématiques et par leur indice n de Sérsic

72 Les galaxies 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

73 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

74 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