PHYSIQUE DES GALAXIES COURS 1 Florence DURRET

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1 PHYSIQUE DES GALAXIES COURS 1 Florence DURRET
(Institut d’Astrophysique de Paris et Université Pierre et Marie Curie)

2 Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours dans :
Cours mardi 3, 10 et 24 mars 2014 de 17h à 20h

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

10 Lord Rosse (1850) : découverte de la structure spirale d’Andromède et de nombreuses autres nébuleuses M51 vue par le satellite Herschel M51 : la galaxie des chiens de chasse dessin de Rosse photographie

11 Les premiers catalogues de galaxies
John Dreyer (1888) New General Catalogue John Herschel (1864) General catalogue

12 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)

13 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 premières mesures des distances des galaxies

14 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 1 pc (parsec) ~ 3.26 année-lumière

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

16 Andromède (M31) et ses compagnes

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

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

19 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

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

21 Transmission atmosphérique
Fenêtres d’observation au sol : Optique Infrarouge Radio

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

23 TÉLESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII (CFHT)

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)

27 ESO/ALMA (les observations ont commencé!)

28 Imagerie (visible) Filtres Caméras CCD en lumière visible
Exemple de très grande caméra : Megacam au Télescope Canada-France-Hawaii (diamètre 3.6m) 40 CCDs de 2048x4612 pixels, soit 340 Mpixels Champ 1°x1°, 0.187 ’’/px 1 image ~ 1.64 Gigaoctets Une nuit d’observation = plusieurs dizaines d’images U B V R I Filtres

29 Transmission des filtres superposée sur des spectres
de divers types de galaxies Fλ

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

31 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)

32 Besoin d’une résolution spatiale élevée : instrument et « seeing » jouent un rôle
En particulier Pour résoudre des détails fins Pour détecter des objets faibles Seeing : caractérise la qualité d’image liée à la turbulence atmosphérique mesuré par la fonction d’étalement d’un certain nombre d’étoiles sur une image

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

34 Au sol : l’optique active/adaptative (AO) 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 » (ni trop brillante, ni trop faible) dans le champ, sinon « étoiles guides lasers » (par exemple au Very Large Telescope sur Yepun) on déforme le miroir primaire en temps réel à l’aide de petits vérins (optique active)

35 Etoile laser au télescope Keck (Hawaii)

36 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

37 Images du centre Galactique avec et sans optique adaptative

38 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)

39 Spectroscopie d’ouverture
Vitesse, Dispersion de vitesse …

40 Spectroscopie à longue fente
Profils cinématiques

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

42 Spectroscopie intégrale de champ
Dispersion Vitesse Flux

43 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

44 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

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

46 Principaux paramètres de la séquence de Hubble:
1. Rapport bulbe/disque: concentration de masse décroissante de Sa vers Sc 2. Masse totale décroissante de « early » (précoce) vers « late » (tardif) 3. Fraction de gaz et donc formation d'étoiles croissante des Elliptiques aux Sa puis aux Sc 4. Enroulement des bras décroissant de Sa à Sc, dénotant une plus grande stabilité des systèmes « early » (concentration de masse, rapport gaz/étoiles)

47 MESSIER 87 Type Elliptique

48 CENTAURUS A = NGC 5128 Type Elliptique

49 MESSIER 104 (Sombrero) Type Sa

50 MESSIER 31 (ANDROMÈDE) Type Sb

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

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

53 MESSIER 100 (NGC 4321) Type Sc

54 NGC Type SBa

55 NGC 1365 (Type SBc)

56 NGC 4214 (Galaxie Irrégulière)
(Image HST)

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

58 Proportions approximatives des divers types (en nombre)
60% de galaxies elliptiques, principalement des naines elliptiques 30% de spirales 10% d’irrégulières ou inclassables

59 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

60 NOTRE GALAXIE (la Voie Lactée)
Difficile à observer car nous sommes dedans !

61 Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée

62 Le Soleil est à environ années-lumière du centre galactique. 62

63 La Voie Lactée est une galaxie spirale avec 4 bras
position du Soleil

64 La Voie Lactée ressemble sans doute à ceci :

65 LA VOIE LACTÉE À DIFFÉRENTES LONGUEURS D’ONDE

66 Plan du cours Distances 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

67 Distances des galaxies
Quelques définitions : 1 UA (Unité Astronomique) = 150 millions de km = distance moyenne Terre-Soleil 1 année lumière = distance parcourue par la lumière en 1 année ≈ 1016 m 1 pc (parsec) = distance d’une étoile dont la parallaxe est 1 seconde d’arc = 3,25 année lumière = 3, m 1 kpc = 103 pc 1 Mpc = 106 pc

68 Quelques définitions (suite)
L=4π D2 F où L = luminosité (en watts ou en erg/s) F= flux reçu (en watt m-2 ou en erg cm-2 s-1 ) D= distance de l’objet (en mètres ou en Mpc) Si on mesure F et on estime D, on a L magnitude apparente m= log10 F (+cte) couleur = différence de deux magnitudes d~αD où d=diamètre linéaire (en mètres ou en kpc) α=diamètre angulaire (en radians, attention!)

69 Quelques ordres de grandeur
Echelle de l’homme : le m Echelle accessible à pied : le km Le rayon de la planète Terre = 6400 km Le rayon de la planète Jupiter = km Le rayon du Soleil = km La distance Terre-Soleil = km La distance Pluton-Soleil = km La distance à l’étoile la plus proche (Proxima du Centaure) = années lumière = km La dimension des galaxies s’exprime en kpc La distance à la galaxie la plus proche (Grand Nuage de Magellan) = années lumière = 50 kpc Les distances des galaxies proches s’expriment en Mpc

70 Les magnitudes Magnitude apparente
m = log10 F +cte (F=flux) Attention, un objet de grande magnitude est faible ! Magnitude absolue = magnitude apparente qu’aurait une étoile si elle était située à 10 pc M - M = 5logDpc - 5 où Dpc est la distance exprimée en pc

71 LA MESURE DES DISTANCES
On mesure la distance des étoiles proches (de notre Galaxie) par leur parallaxe Pour déterminer la distance des galaxies, on a ensuite construit une échelle de distances de proche en proche grâce à une succession d’indicateurs dans notre Galaxie d’abord, puis dans les galaxies proches Indicateurs primaires : certains types d’étoiles variables : les Céphéides, les RR Lyrae, les novae Indicateurs secondaires : les régions HII, les étoiles supergéantes, les amas globulaires Indicateurs tertiaires : les diamètres et luminosités des galaxies

72 LA NOTION DE PARALLAXE (ÉTOILES PROCHES)
La terre tourne autour du soleil : Au 21 mars elle est en T1 et voit l’étoile vers 1 Au 21 septembre elle est en T2 et voit l’étoile vers 2 Sur deux images prises à 6 mois d’intervalle, on voit se déplacer l’étoile par rapport aux autres étoiles (lointaines donc  fixes) 1 T2 2 T1

73 On connaît l’optique Télescope + Détecteur  Correspondance pixel  secondes d’arc
Donc on peut mesurer 2ω  parallaxe = ω tg ω = ST  SE  ω rd d’où SE = distance de l’étoile DIFFICULTE : les ω sont de petits angles, donc difficiles à mesurer, et seulement mesurables pour étoiles proches Le satellite Hipparcos a mesuré la parallaxe de  étoiles au début des années 1990 Le satellite GAIA (lancé en décembre 2013) va mesurer la parallaxe de 106 étoiles de notre Galaxie, et aussi d’étoiles des galaxies proches. Au total, il observera TOUS les objets de magnitude V<20 en 5 ans.

74 UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES : LES CÉPHÉIDES
Henrietta Leavitt ( ) Etoiles dont l’éclat varie ; la période P de ces variations dépend de leur luminosité moyenne : P est d’autant plus courte que l’éclat moyen est faible, ou que la magnitude apparente m est élevée (Henrietta Leavitt, 1912)  M  = a log P + b où  M  est la magnitude absolue moyenne.

75 Deux exemples de Céphéides (étoiles pulsantes)

76  M  = a log P + b a et b déterminés à partir de Céphéides de notre Galaxie (distance mesurée par ailleurs, par ex. avec parallaxes) on mesure P on déduit la magnitude absolue  M  actuellement  M  = log P (Feast & Catchpole 1997) on mesure la magnitude apparente m on obtient la distance D de la galaxie grâce à la relation: m - M = 5 log Dpc - 5

77 Les Céphéides des Nuages de Magellan
Années 1960 Années 1990 Les observations sont plus précises et il y a en réalité deux séquences !

78 UN DEUXIEME INDICATEUR DE DISTANCES : LES SUPERNOVAE
Les supernovae sont des étoiles massives qui explosent à la fin de leur « vie » en libérant une quantité d’énergie considérable. Un certain type de supernovae, les SNIa, présente dans son spectre une large raie d’absorption due au silicium et l’absence de raies d’hydrogène. La magnitude absolue Mmax qu’atteignent les SNIa au maximum de leur éclat est constante d’une étoile à l’autre à 25% près et vaut environ En mesurant leur magnitude apparente au maximun d’éclat on peut donc déterminer leur distance.

79 COURBES DE LUMIÈRE DES SUPERNOVAE

80 On réduit la dispersion en utilisant diverses autres corrélations entre Mmax et d’autres observables, en particulier la vitesse de décroissance s de la courbe de lumière. On a alors une relation s – Mmaxanalogue à la relation période – luminosité des Céphéides. Il existe un programme de recherche systématique des supernovae, en particulier à grand décalage spectral qui a d’importantes conséquences en cosmologie (prix Nobel 2011) Re

81 LA MESURE DES DISTANCES DES GALAXIES PAR SPECTROSCOPIE
Les spectres des galaxies sont la superposition des spectres des étoiles qui les constituent On constate que les spectres de toutes les galaxies (sauf quelques galaxies très proches) sont décalés vers le rouge (grandes longueurs d’onde, ou petites fréquences) par rapport aux spectres des étoiles de notre Galaxie : effet Doppler-Fizeau Donc les galaxies s’éloignent les unes des autres On mesure leur décalage spectral et on déduit leur vitesse d’éloignement, puis leur distance avec la loi de Hubble

82 SPECTRE D’ÉTOILE (dans notre Galaxie)
Vitesse de l’étoile par rapport à M31 : v = 339  26 km/s Vitesse de M31 par rapport à l’étoile : v =  26 km/s

83 GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU
Noir : M31 Rouge : z à mesurer Vitesse de la galaxie cZ par rapport à M31 10583  20 km/s Z =

84 SPECTRE DE GALAXIE EN ÉMISSION
[OII]I H HeII l [OII] Vitesses mesurées avec H = 2149 km/s [OIII = 2111 km/s

85 V ~ c [ (1+ Z)2 – 1 ] / [ (1+ Z)2 + 1 ] pour Z plus grand
La spectroscopie permet de mesurer le décalage vers le rouge (redshift) Z de chaque galaxie : Z= ( - 0 )/ 0  = longueur d’onde d’une raie mesurée dans le spectre de la galaxie étudiée 0 = longueur d’onde de la même raie mesurée en laboratoire. Le décalage spectral Z permet d’estimer leur vitesse d’éloignement v : V ~ c Z si Z est petit V ~ c [ (1+ Z)2 – 1 ] / [ (1+ Z) ] pour Z plus grand Hubble a montré que la distance D des galaxies était proportionnelle à leur vitesse d’éloignement V ( relation de Hubble) V = H0 D

86 RELATION DE HUBBLE Galaxies proches Galaxies plus lointaines
Note : ici v=cz et les distances ont été déterminées autrement que par le décalage spectral

87 où H0 est la “Constante de Hubble”
D’où la distance D correspondante : D = V / H0 où H0 est la “Constante de Hubble” Les différents indicateurs ont permis de calibrer la constante de Hubble H0 telle que D = V / H0 Connaissant V on peut alors déduire D La valeur actuellement admise pour H0 est 73  2 (erreur statistique)  4 (erreur systématique) km s-1 Mpc-1 (Freedman & Madore 2010, Annual Review of Astronomy & Astrophysics 48, 673)

88 CONVERSION EN UNITES PHYSIQUES (DISTANCES) D’ANGLES MESURES SUR LES IMAGES
On connaît l’optique Télescope + Détecteur  ε = dimension angulaire d’un pixel sur le ciel (en secondes d’arc) Sur une image, on peut mesurer la distance entre deux points en pixels (par ex. entre le centre d’une galaxie et une région à étudier), soit rpx On convertit rpx en angle ω (en secondes d’arc), soit ω = ε rpx tg ω = d/D  ω rad où D= distance de la galaxie d’où d en kpc si D est en kpc (ω rad en radians)

89 Mini-bibliographie En Français :
-- Galaxies et Cosmologie, chez Ellipses, 2009, Françoise Combes, Misha Haywood, Suzy Collin, Florence Durret, Bruno Guiderdoni -- Mystères de la formation des Galaxies : Vers une nouvelle physique? Dunod 2008, Françoise Combes (traduit et réactualisé en Anglais, chez Springer 2010, Mysteries of Galaxy Formation) -- Clairs-obscurs du cosmos de Alain Mazure, Ellipses Marketing, 2007 -- Matière et anti-matière, de Alain Mazure et Véronique Le Brun, Dunod, 2009 -- Galaxies, de Alessandro Boselli, Ellipses, 2009 En Anglais (et plus difficile) : -- Galaxies and Cosmology (Springer, 2002) Françoise Combes, Patrick Boissé, Alain Mazure, Alain Blanchard --The Cold Universe: Saas-Fee Advanced Course 32, Springer, Andrew W. Blain, Françoise Combes, Bruce T. Draine