Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 8: Amas de galaxies.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 8: Amas de galaxies

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Pourquoi est-ce important détudier les amas de galaxies ? 1.Formation des galaxies: quest-ce qui sest formé dabord, les galaxies ou les amas (top-down ou bottom-up) – Hierarchical clustering: bottom-up 2.Morphologie des galaxies (Dressler 1980) 3.Évolution des galaxies: difficile à voir pour les galaxies individuelles – plus facile propriétés des amas vs z (e.g. Butcher-Oemler)

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Définition: augmentation du nombre de densité de surface de galaxies par rapport au nombre de densité du background > N À déterminer

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Définition de Abell (1958) 1.N > 50 m 3 < m < m 3 + 2 2.N > 50 - contenus dans un cercle de rayon = 1.7/z arcmin ~ 1.5 h 100 -1 Mpc autour du centre 3.0.02 < z < 0.20 h 100 = H 0 /100 ~ 6000 km/s ~ 60000 km/s

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Classification de Abell (1965) 1.Amas réguliers: Condensés Symétrie sphérique N ~ 10 2 – 10 3 M E & S0 Peu de S 2.Amas irréguliers: les autres

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Amas réguliers oConcentration centrale oStructure sphérique bien définie oDimension ~ 1-10 Mpc oAmas de Coma Amas irréguliers oCentre mal définie oDimension ~ 1-10 Mpc oAmas de la Vierge

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Classification de Zwicky (1961) / BG > 2 2.N > 50 m 1 < m < m 1 +3 3.Pas de limite sur z

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Classification de Zwicky 1.Compact: 1 condensation centrale de galaxies brillantes N > 10 en contact (apparent) Symétrie sphérique 2.Medium-compact: 1 condensation centrale de galaxies brillantes – pas de contact (apparent) Plusieurs condensations 3.Open: Pas de condensation / BG ~ 5 Effet de sélection

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Système de Bautz-Morgan (1970): système basé sur la façon dont un amas est dominé par sa galaxie la plus brillante (cD) Type Description Amas dominé par une seule galaxie cD (au centre) Galaxies les plus brillantes de lamas intermédiaires entre cD et elliptiques géantes normales (Coma) Amas sans galaxie dominante (Virgo)

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Principaux problèmes avec B-M: A.Le système B-M est très vulnérable à la contamination des galaxies du champ (galaxie brillante du champ III I) B.Le système B-M est affecté par la distance. K- dimming masque lenveloppe dune cD elliptique normale C.Si 2 ou plusieurs galaxies dominent pas de place dans la classification

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Système de Oemler: système basé sur la proportion des différents types morphologiques: Amas cD: Dominé par des galaxies super-géantes au centre Pas de spirale au centre Plus grande proportion delliptiques Dense, sphérique, concentré Rapport E:S0:S ~ 3:4:2

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas de galaxies Système de Oemler (suite): 2.Spiral-rich: Composition semblable au champ (field) Densité faible, irrégulière, pas concentré Pas de ségrégation (masse ou type) Rapport E:S0:S ~ 1:2:3 3.Spiral-poor: Intermédiaire Composition dominée par S0 Ségrégation (masse & type) Rapport E:S0:S ~ 1:2:1

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Galaxies du champ Dressler 50 % S + Irr 35 % S0 15 % E M < 16.5 (non complet) Sandage & Tammann 80 % S + Irr 10 % S0 10 % E M < 13 (complet – Shapley-Ames) Biais de Malmquist

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Temps & grandeurs caractéristiques Crossing time (~ temps dynamique) Two-body relaxation time Temps de collision Masse caractéristique Densité caractéristique M/L caractéristique

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Crossing time (temps dynamique) T cr = temps requis pour quune galaxie voyageant dans un amas à une vitesse v traverse le rayon R T cr = R/v ~ 6 x 10 8 ans x [(R/Mpc) / (v r /10 3 km/s)] v r = vitesse radiale observée symétrie sphérique v 2 = 3v r 2 T dyn ~ R/ v R = 10 Mpc T cr = 6 x 10 9 ans < temps de Hubble R > 35Mpc (régions extérieures dun super-amas) T cr > temps de Hubble (pas le temps de passer au centre)

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Crossing time Système de classification dOemler Amas cD: dense & concentré R T cr E+S0 S Amas spiral-rich: peu dense & peu concentré R T cr E+S0 S Suggère encore une fois limportance des mergers S E + S0

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique Two-body relaxation time T 2B = temps requis pour que les collisions changent dune façon significative la distribution originale de vitesses T 2B = v 3 /(4 G 2 M g 2 N ln ) T 2B = 2 x 10 10 ans x (v r /10 3 km/s) 3 (M g /10 12 M S ) 2 (N/10 3 Mpc -3 ) ln Galaxies relaxent rapidement ~ M g, N, 1/v r, Nb de densitéParamètre dimpact (halo?) Def. alternative T 2B = temps quil faut à une particule pour oublier ses conditions initiales pour cause de multiples interactions proches

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Two-body relaxation time Régions centrales damas riches (N ~ 3 x 10 3 gal. Mpc -3 ) T 2B ~ 10 9 ans two-body relaxation important pour les galaxies massives Régions extérieures (N petit) T 2B > 10 10 ans two-body relaxation pas important Effet de relaxation: ségrégation spatiale et en vitesses des galaxies selon leur masse

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Two-body relaxation time Seuls les amas ouverts et les groupes compacts sont très relaxés Les amas globulaires ne sont relaxés que très marginalement

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Two-body relaxation time Le fait que les particules oublient leur énergie initiale conduit à une équipartition dénergie En un T 2B, les énergies cinétiques des particules ne dépendent que de leur masse Dans un système sphérique, les particules les plus massives se déplaceront donc moins vite et orbiteront moins loin du centre du puits de potentiel On assistera à une ségrégation par masse (particules plus massives plus concentrées au centre) Donc, le temps déquipartition et de ségrégation sont du même ordre que T 2B

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Temps de collision T coll = temps moyen entre les collisions dune galaxie avec un autre membre de lamas T coll = [2 1/2 v N R g 2 ] -1 ~10 9 ans[(v r /10 3 km/s)(N/10 3 Mpc -3 )(R g /10 kpc)] -1

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Temps de collision Dans les régions centrales dun amas régulier: T coll ~ 10 8 -10 9 ans pour R g ~ 10 kpc probabilité de mergers élevée Dans les régions peu dense damas réguliers ou dans les amas irréguliers (N < 10 2 Mpc -3 ) T coll > 10 10 ans peu de chance de merger

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Masse & Densité centrale Masse totale dun amas (théo. du viriel) M = v 2 R e /G M ~ 0.7 x 10 15 M sol x[(v r /10 3 km/s) 2 (R e /Mpc)] Densité centrale (sphère iso.) 0 = 9 v r 2 / 4 G R c 2 0 ~ 3 x 10 15 M sol /Mpc 3 x [(v r /10 3 km/s)/(R c /0.25 Mpc)] 2

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique M/L (centre des amas) (M/L) c = 2 0 R c / 0 (M/L) c = 9 v r 2 / 2 G 0 R c ~ 133 h 50 M sol /L sol x [(v r /10 3 km/s) \ /( 0 /10L sol pc -2 )(R c /0.25 Mpc)] Valeurs typiques: M ~ 10 15+/-1 h 50 -1 M sol L ~ 10 12 -10 13 h 50 -2 M sol M/L ~ 50-500 h 50 M sol /L sol ~ 200 h 50 M sol /L sol