PHYSIQUE DES GALAXIES

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1 PHYSIQUE DES GALAXIES COURS 2 Florence DURRET (Institut d Astrophysique de Paris et Université Pierre et Marie Curie) 1

2 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 2

3 QUE CONTIENT UNE GALAXIE? des étoiles du gaz neutre et/ou ionisé des poussières de la matière noire En quoi diffèrent les divers types de galaxies? Les contenus en étoiles, gaz et poussières sont différents selon les types de galaxies Les elliptiques contiennent très peu de gaz et de poussières et sont principalement constituées d étoiles vieilles ; il ne s y forme plus d étoiles (il ne reste plus de gaz pour en former) Les spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il continue à s y former des étoiles dans le disque, en particulier dans les bras spiraux 3

4 Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? Par l imagerie dans différentes bandes, on peut voir que : a) Les elliptiques et lenticulaires émettent plus de lumière dans le rouge que dans le bleu : elles sont riches en étoiles rouges, donc froides et vieilles ; tout le gaz a servi à former des étoiles, donc il n en reste quasiment plus b) Les disques et bras spiraux des galaxies spirales sont riches en gaz et il s y forme encore des étoiles ; la présence d étoiles jeunes donne donc aux bras spiraux une couleur bleue 4

5 5

6 Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? Par la spectroscopie : a)on confirme les résultats ci-dessus de manière beaucoup plus fine b)on peut estimer les proportions d étoiles de chaque type en ajustant des modèles de populations stellaires âge, métallicité, dispersion de vitesses 6

7 Spectres de deux galaxies lointaines (z=3) ramenées à décalage spectral nul : les spectres à z=0 et z=3 7

8 Modèle Spectre observé Résidus (spectre-modèle) Ajustement d un spectre de galaxie par un modèle de population stellaire 8

9 Populations stellaires : quelques résultats Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire (c.à.d. la masse sous forme d étoiles) Métallicité et âge ne sont pas déterminés par la masse de façon unique Métallicités stellaires élevées correspondent à des zones où la métallicité du gaz aussi est élevée Populations stellaires jeunes et pauvres en métaux existent surtout dans galaxies peu massives 9

10 Comment observe-t-on le gaz? 90% H, 10% He H He Poussière Gaz neutre, moléculaire, ionisé Masse Nuage T Densité Orion HI HII H 2 Poussière M sol M sol (K) cm -3 10

11 Observation de l hydrogène neutre (HI) On observe le gaz neutre par la raie à 21 cm, raie de transition hyperfine à 21 cm (dans le domaine radio) On peut cartographier la distribution du gaz neutre On peut estimer la masse totale de ce gaz HI pour une galaxie donnée Il est beaucoup plus facile de détecter une spirale qu une elliptique à 21 cm, parce que la quantité de gaz y est beaucoup plus grande 11

12 L HYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51 Image HI Image optique (Rots et al.) 12

13 L HYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101 s étend beaucoup plus loin que les étoiles Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101 superposés sur l image optique 13

14 Andromède en lumière visible (noir et blanc) et en CO (en orange) 14

15 Observation du gaz ionisé On observe le gaz ionisé dans le domaine visible, ultraviolet ou infrarouge par ses raies d émission Les raies d émission peuvent être détectées : en spectroscopie en imagerie à l aide d un filtre à bande passante étroite qui ne laisse passer que la lumière dont la longueur d onde correspond à la raie Il faut alors soustraire la contribution du rayonnement continu pour n avoir plus que l émission dans la raie L image dans le continu est obtenue avec un filtre n incluant aucune raie d émission (sinon on fait une correction) 15

16 Le gaz ionisé : Hα Comparaison HI / Hα 16

17 Le gaz ionisé dans PKS Image [OIII] + Continu Image Continu Image [OIII] 17

18 Modes d ionisation du gaz Le gaz peut être ionisé : par le rayonnement ultraviolet émis par des étoiles chaudes (régions HII) par le rayonnement ultraviolet émis par le noyau actif (s il y en a un, cf. cours «galaxies à noyau actif») par des ondes de choc (provoquées par ex. par des interactions de galaxies) Selon le type d ionisation dominant, les rapports d intensités des raies d émission sont différents Intérêt de la spectroscopie à fente longue et de la spectroscopie intégrale de champ 18

19 Les poussières Dans les images en lumière visible, on peut voir un obscurcissement de certaines régions dû aux poussières Des images en lumière infrarouge permettent de mettre en évidence la distribution des poussières On peut tracer les régions de formation d étoiles grâce aux poussières, qui sont chauffées par le rayonnement des étoiles jeunes et réémettent en infrarouge (par exemple à 24 µm satellite Spitzer) 19

20 MESSIER 104 Type Sa bande de poussières 20

21 Galaxies de divers types cartographiées à 24 µm par Spitzer Bendo et al. (2007) MNRAS 380,

22 Les poussières (suite) Plus la longueur d onde d observation est grande, plus les poussières que l on détecte sont froides (corps noir) Les poussières sont principalement constituées de silicates et de graphite (diamètre moyen de l ordre de 0.5 µm) 22

23 La matière noire Courbes de rotation plates impliquent présence de masse invisible : la matière noire (cf. chapitre «cinématique des galaxies») Présence de matière noire dans les amas de galaxies (cf. chapitre «amas de galaxies») 23

24 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 24

25 ET EN PLUS ELLES TOURNENT! MESURE DE LA ROTATION D UNE GALAXIE 25

26 Le gaz ionisé : Hα Champ de vitesse Fridman et al. 2001, A&A 371,

27 Les courbes de rotation du gaz et des étoiles Gaz : raies d émission en lumière visible ou émission à 21cm de l hydrogène neutre HI (dans le domaine radio) Etoiles : raies d absorption dans le visible Les propriétés cinématiques du gaz et des étoiles ne sont pas toujours identiques 27

28 Etoiles : raies d absorption dans le visible : exemple du triplet du calcium Galaxie Etoile 28

29 Las Campanas WHT (Canaries) IC 184 Courbes de rotation du gaz (noir, vert), des étoiles (bleu) et modèle (rouge) Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416,

30 Exemples de contre-rotation dans les régions centrales NGC 6860 Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416,

31 QUELQUES COURBES DE ROTATION Casertano & van Gorkom (1991) AJ 101,

32 Les disques des galaxies spirales sont aplatis parce que les spirales tournent sur elles-mêmes à grande vitesse (plusieurs centaines de kilomètres par seconde) Les propriétés cinématiques des galaxies spirales peuvent être modifiées par des interactions avec d autres galaxies, et/ou par la présence d une forte concentration de matière en leur centre (cas des galaxies à noyau actif) 32

33 Il est beaucoup plus difficile de détecter la rotation des galaxies elliptiques (pas de raies d émission, car pas de gaz, et rotation très lente) On peut par exemple mesurer les vitesses des nébuleuses planétaires pour mesurer la rotation des galaxies elliptiques (cf. Centaurus A, Lokas 2007) 33

34 34

35 La courbe de rotation des galaxies spirales ne décroît pas à grande distance du noyau présence d un halo de matière noire On ne peut pas voir directement la matière noire, mais elle a des effets visibles sur les propriétés cinématiques Probablement halos massifs de grande taille autour des galaxies (cf. raies d absorption dans le spectre de certains quasars, dues aux halos des galaxies intervenantes) 35

36 LES MASSES DES GALAXIES Type Masse (M 0 ) Elliptiques naines 10 6 Petites spirales Voie Lactée Grandes spirales Elliptiques géantes M 0 = kg = masse du Soleil Cette masse est principalement sous la forme d étoiles (+ halo de matière noire) 36

37 Modèles de masses Blais-Ouellette et al. 2001, AJ 121,

38 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 38

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41 Les galaxies en interaction On observe que les galaxies peuvent se regrouper par paires, petits groupes (quelques unités), grands groupes (quelques dizaines) et amas (jusqu à plusieurs centaines). Dans certains cas, il peut y avoir fusion de deux ou plusieurs galaxies; ainsi il existe souvent au centre des amas de galaxies une galaxie «géante» qui a probablement accrété un certain nombre de galaxies environnantes. Notre Galaxie fait partie du «Groupe Local» 40

42 LE SYSTÈME EN COLLISION NGC 2207 / IC

43 Les interactions de galaxies : généralités Les galaxies peuvent passer l une près de l autre sans choc Seule force mise en jeu : la gravitation Très grand nombre de formes observées Les énergies mises en jeu sont énormes : M gal Mo = 2 x kg V relative = 300 km/s E ~ J Il n y a presque aucune véritable collision (choc de deux étoiles) Section efficace du soleil m 2 Densité d étoiles près du soleil m -2 Probabilité de collision de deux étoiles Échelle de temps 300 x 10 6 ans simulations numériques 42

44 SIMULATIONS NUMÉRIQUES : PRINCIPE Paramètres orbitaux : Rapport des masses des deux galaxies : M 2 / M 1 Vitesse relative à la distance minimum : V Paramètre d impact (distance minimum) : b Angle d attaque Sens de rotation des deux galaxies Paramètres de structure : Masses des composantes : bulbe, disque, halo et parfois barre Évolution temporelle Problème : beaucoup trop de possibilités! 43

45 On définit S = Intensité de l interaction agissant sur la galaxie primaire de masse M 1 (la plus massive des deux galaxies) S proportionnelle à G M 2 / b V vc G = constante de la gravitation M 2 = masse compagnon b = paramètre d impact V = vitesse relative à l impact vc = vitesse de rotation de la galaxie primaire (la plus massive) 44

46 Toomre (1978) «The large scale structure of the universe» Proceedings of the Symposium, Tallin, Estonia, Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1978, p. 109 Décroissance du paramètre d impact b temps 45

47 SIMULATIONS À N CORPS Vues de Face Vues de Profil 46

48 LES INTERACTIONS SANS DESTRUCTION DES DEUX GALAXIES La matière est «tirée» par des forces gravitationnelles Collision de deux disques gazeux : «Éclaboussures» de gaz et/ou Chauffage du gaz par ondes de choc Selon l inclinaison des disques, on a ou non des «ponts de matière» ou des «queues de marée» Transfert de masse si l inclinaison de l orbite < 45 et si b < 2 R Gal, sinon il y a des ponts de matière Conséquence des transferts de matière : gaz comprimé formation d étoiles Destruction totale si l énergie mise en jeu (énergie cinétique) > énergie potentielle de liaison 47

49 LES RÉSULTATS D INTERACTIONS Les galaxies à anneau Les coquilles autour des galaxies elliptiques Les barres (formation/destruction) Les bulbes «Boîtes» ou «Cacahuètes» Le gauchissement du plan des galaxies à disque 48

50 LES GALAXIES À ANNEAU Rares : M 2 / M et collision de face Onde de compression formation d étoiles dans l anneau Si la symétrie n est pas totale, nombreuses formes possibles («Champignon Sacré» ) Si l impact se produit plus loin du centre spirale et étirement Si impact dans le plan du disque, «dégâts» plus grands car l interaction dure plus longtemps épaississement du disque Collisions «rétrogrades» éventails (rares) 49

51 AM LE «CHAMPIGNON SACRÉ» pont de matière 50

52 Galaxies à anneau Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriques cf. Lynds & Toomre

53 Horellou & Combes 1999 Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées 52

54 Formation des anneaux polaires par fusion de galaxies avec moments angulaires perpendiculaires par accrétion de gaz dans les parties externes cf. Voie Lactée/ Grand Nuage de Magellan 53

55 Formation des anneaux polaires Par accrétion? Schweizer et al Reshetnikov et al Par collision? Bekki 1997,

56 LA GALAXIE À COQUILLES (galaxie hôte du quasar MC ) 55

57 NGC

58 Influence des interactions sur les barres Collision mettant en jeu une galaxie barrée destruction de la barre 57

59 NGC 5728 DSS +CFH Adaptive Optics NIR Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes Ici une barre nucléaire (droite, champ de 36") au sein de la barre primaire (gauche, champ de 108") La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (Combes et al. 2001) 58

60 NGC 4314 Formation d'étoiles dans l'anneau entourant la barre nucléaire Les barres nucléaires sont surtout visibles en IR proche, non perturbé par l'extinction 59

61 Tol (filtre rouge) Bulbe «boîte» 60

62 Profil vertical : bulbes cacahuètes Résonance en z (Combes & Sanders 1981, A&A 96, 164) La barre dans une direction se développe en «cacahuète» au bout de quelques Gyr. Forme de boîte dans l'autre orientation. 61

63 NGC 128 Galaxie «cacahuète» COBE, DIRBE Voie Lactée 62

64 Gauchissement du plan des galaxies à disque Bottema

65 Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre

66 Les Antennes : simulations de Toomre & Toomre (1972). La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration. Hibbard website 65

67 Zoom sur les Antennes (satellite Herschel) 66

68 Exemples de fusions de galaxies (site web de Hibbard) 67

69 Eclaboussures de gaz interstellaire Messier 81, Messier 82, NGC 3077 HI Optique 68

70 Groupe Local : reconstitution de l interaction Rapport de masse faible, de l ordre de quelques % Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local Les Nuages de Magellan passent devant la Voie Lactée V ~200 km/s Contraintes sur la masse de la Voie Lactée 69

71 Le Courant Magellanique Détecté en hydrogène atomique HI à 21cm de longueur d onde Autant de masse de gaz dans le courant que dans le Petit Nuage de Magellan (SMC) Le gaz doit avoir été aspiré du Petit Nuage, selon les simulations Putman et al

72 Interactions avec la Voie Lactée 71

73 Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie Origine encore inconnue Leur masse dépend de leur distance Résidus de la formation du Groupe Local? --> très massifs Ou juste chute des Nuages de Magellan? Origines multiples Wakker et al

74 Interaction avec Andromède La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la Voie Lactée, n est qu à 700 kpc Elle se dirige vers nous à 300km/s Sur la base de sa vitesse radiale, le temps d approche est de 2 Gyr Mais sa vitesse tangentielle est inconnue Bientôt des mouvements propres avec le satellite GAIA (2013) 73

75 QUELQUES CONCLUSIONS Grande importance des collisions : Morphologie Évolution des galaxies Formation d étoiles Processus inévitable dans la formation des grandes structures de l Univers (Modèle Hiérarchique) Étude (simulations numériques) rendue possible par : - Ordinateurs puissants - Richesse des moyens observationnels (régions très peu lumineuses, finesse des détails) Et les interactions multiples? (plus de deux) 74

76 Une théorie alternative à la matière noire : MOND MOND = MOdified Newtonian Dynamics est la théorie développée par M. Milgrom à partir de 1983, avec quelques collaborateurs (Bekenstein, Sanders ) qui suppose qu aux faibles accélérations (a) la gravitation newtonienne (force F) n est plus valable F=ma µ(a/a 0 ) avec µ(x)=x (1+x 2 ) -1/2 x=a/a 0 et a 0 ~ cm s -2 Cette théorie explique bien les courbes de rotation des galaxies spirales, mais pas les observations dans les amas de galaxies (théorème du viriel, estimation de la masse totale à partir de l émission en rayons X et à partir des lentilles gravitationnelles 75

77 Newton MOND MOND Simulations numériques basées sur MOND : en haut, les Antennes, en bas une galaxie barrée Combes & Tiret (2009) arxiv:

78 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 77

79 Les galaxies à noyau actif ou AGN (Active Galactic Nuclei) Définition : galaxies possédant en leur centre une région très brillante et très compacte Les AGN sont le siège de phénomènes énergétiques très intenses 78

80 Historique Première mention par Fath (1909)? Slipher (1917) : raies d émission intenses dans le spectre de NGC 1068 Hubble (1926) : idem plus NGC 4051 et NGC 4151 Seyfert (1943) : raies d émission de haute excitation dans les spectres, raies de l hydrogène souvent plus larges que les autres Woltjer (1959) : noyaux non résolus pc et largeur des raies larges implique masse centrale M solaire si matière gravitationnellement liée 79

81 Schmidt (1963) découvre le quasar 3C 273 aspect stellaire magnitude ~ 13 raies de Balmer à z=0.158 d où magnitude absolue ~ (environ 10 fois plus brillante que les galaxies les plus brillantes) Les quasars sont les régions centrales de galaxies Difficulté d observer la galaxie sous-jacente 80

82 Largeurs de raies en km/s: Si une raie a pour largeur Δλ à la longueur d onde λ, on peut convertir Δλ en une vitesse v, avec v=c Δλ / λ 81

83 Les différents types d AGN Les quasars = les plus énergétiques (à toutes les longueurs d onde); - raies d émission interdites étroites ( km/s) à la fois de basse et de haute excitation - raies permises larges (jusqu à 10 4 km/s) Les Seyfert 1 : idem quasars mais moins énergétiques Les Seyfert 2 : toutes les raies d émission sont étroites Les radio galaxies : spectres analogues aux Seyfert 1 et 2 mais émission radio intense (jets et/ou lobes radio) Les LINERS (Low Ionization Nuclear Emitting Regions) : ressemblent aux Seyfert 2 avec raies de plus basse excitation Les blazars ou BL Lacertae (BL Lac) : rayonnement continu intense mais pas de raies (difficulté de déterminer 82 leur distance)

84 Quelques spectres de Seyfert 83

85 NGC 3516 : une galaxie variable! S. Collin, séminaire IAP

86 Un spectre de quasar : PC , z=4.897 Schneider et al. 1991, AJ 102,

87 Physique du gaz ionisé Raies étroites proviennent de la NLR (Narrow Line Region) [OIII] 4363/( ) donne température NLR Température ~ ( ) 10 4 K [SII] 6717/6731 donne densité NLR Densité cm -3 Raies larges proviennent de la BLR (Broad Line Region) Densité ~10 9 cm -3 Température ~ 10 4 K Profil et intensité des raies larges variables dans le temps 86

88 Le modèle «classique» Trou noir supermassif ( M 0 ) au centre 87

89 Alimentation des noyaux actifs Les barres sont un moyen de précipiter le gaz vers le centre pour alimenter les AGN Pourtant, dans une première étape, la matière est piégée dans les anneaux à la résonance interne de Lindblad La barre secondaire permet d'aller plus loin, de prendre le relais 88

90 Détermination des dimensions des régions émettrices Variations observées sur une durée Δt dimension de la source < c. Δt dimension de la BLR = quelques jours à quelques années lumière = quelques pc Dimensions de la NLR = des centaines de pc Existence parfois d une ENLR (Extended NLR) pouvant atteindre plusieurs dizaines de kpc 89