PHYSIQUE DES GALAXIES

Florence DURRET(Institut d’Astrophysique de Paris)

COURS 1

mercredi 22 février 2012

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

Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée

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 ?

Chronologie

Galilée (1610) : la Voie Lactée est constituée d’étoiles

Wright (1750) : relie la théologie à l’astronomie ; existence d’autres « Centres Sacrés »

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)

William Herschel (1738-1822) : 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 (1750-1848).

Son fils John Herschel (1792-1871) astronome et chimiste

Lord Rosse (1850) : découverte de la structure spirale

d’Andromède et de nombreuses

M51 la galaxie des chiens de chasse

M51 vue par le satellite Herschel

Les premiers catalogues de galaxies

John Herschel (1864)General catalogue

John Dreyer (1888)New General Catalogue

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)

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

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 150.000 années lumière), visibles de l’hémisphère sud

• 1 année lumière = distance parcourue par la lumière en une année, à la vitesse de 300.000 km/s

1 année lumière ∼ 1016 m 1 an ~ π 107 s

• 1 pc (parsec) ~ 3.26 année-lumière

Andromède, la seule galaxie visible à l’œil nu dans l’hémisphère nord

H. REEVES « Poussières d’étoiles »

Carré de Pégase

Andromède

Andromède (M31) et ses compagnes

LMCLarge Magellanic Cloud

SMCSmall Magellanic Cloud

LMCLarge Magellanic Cloud

Les nuages de Magellan

SMCSmall Magellanic Cloud

LE GROUPE LOCAL

∼ 3.5 millions d’années-lumière

H. REEVES . « Poussières d’étoiles »

Plan du cours

• Historique• Principales techniques d’observation des

galaxies• Morphologie des galaxies• Distances des galaxies• Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière

Principales techniques d’observation des galaxies

• Imagerie• Spectroscopie

• Différentes techniques suivant les longueurs d’onde

• Au sol ou depuis l’espace (satellites)

Transmission atmosphérique

Fenêtres d’observation au sol : OptiqueInfrarougeRadio

OBSERVATOIRE DE MAUNA KEA (HAWAII, USA)

Keck 1,2

Subaru

Magellan-Nord

Univ.Hawaii

TÉLESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII (CFHT)

VERY LARGE TELESCOPE, PARANAL, CHILIESO (EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY)

4 télescopes de 8.20m de diamètre

Transport d’un miroir (8.2m de diamètre,17cm d’épaisseur!)

Le télescope Kueyen du VLT

L’homme donnel’échelle !

Les 4 VLT:AntuKueyenMelipalYepun

Projet E-ELT(European Extremely Large Telescope)

ESO/ALMA

Imagerie (visible)• 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

Filtres

U B V R I

F λTransmission des filtres superposée sur des spectres

de divers types de galaxies

• 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 au sol

• En UV, X, γ observations par satellite seulement

• En radio, antennes de grand diamètre ou multiples

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 stellaireFiltres interférentiels laissant passer une

seule raie informations sur le gaz (raies d’émission)

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

31Avant réparation Après réparation

Dans l’espace : on s’affranchit du « seeing »

Images Hubble Space Telescope

Messier 100

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 » 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)

Etoile laser autélescope Keck

(Hawaii)

L’optique active (AO) au sol

Image d’une étoile prise avec un télescope au sol sans et avec optique adaptative

Sans AO Avec AO

Ray Wilson

Images du centre Galactiqueavec et sans optique adaptative

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)

Spectroscopie d’ouverture

Vitesse, Dispersion de vitesse …

Spectroscopie à longue fente

Profils cinématiques

Spectroscopie intégrale de champ

On obtient un spectre à chaque position

40Flux

40Vitesse

40Dispersion

Plan du cours

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

Morphologie des galaxies : diagramme de Hubble (diapason)

Type précoceEarly type

Type tardifLate type

Principaux paramètres de la séquence de Hubble:

1. Rapport bulbe/disque: concentration de masse croissantede Sc vers Sa

2. Masse totale croissante de « late » (tardif) vers « early » (précoce)

3. Fraction de gaz et donc formation d'étoiles décroissante de Sc à Sa et à Elliptiques

4. Enroulement des bras croissant de Sc à Sa, dénotant une plus grande stabilité des systèmes « early » (concentration de masse, rapport gaz/étoiles)

MESSIER 87 Type Elliptique

CENTAURUS A = NGC 5128 Type Elliptique

MESSIER 104 (Sombrero) Type Sa

MESSIER 31 (ANDROMÈDE) Type Sb

GALAXIE « WHIRLPOOL » M 51 (Tourbillon)

Type Sc

NGC 1232 Type Sc

Image ESO VLT (Very Large Telescope) ANTU+FORS1

MESSIER 100 (NGC 4321) Type Sc

NGC 4314 Type SBa

NGC 1365 (Type SBc)

NGC 4214 (Galaxie Irrégulière)

(Image HST)

RemarquesLes galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble defaçon immuable

Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés possibles selon la quantité de gaz accrétée

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

Proportions approximatives des divers types (en nombre)

• 60% de galaxies elliptiques, principalement des naines elliptiques

• 30% de spirales• 10% d’irrégulières ou inclassables

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

NOTRE GALAXIE (la Voie Lactée)

Difficile à observer car nous sommes dedans !

LA VOIE LACTÉE À DIFFÉRENTES LONGUEURS D’ONDE

La Voie Lactée semble avoir 4 bras

Russeil 2003, A&A 397, 133

positiondu Soleil

Plan du cours

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 = 3,09 1016 m

• 1 kpc = 103 pc• 1 Mpc = 106 pc

Quelques définitions (suite)• L=4π D2 Foù 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=-2.5 logF (+cte)

• couleur = différence de deux magnitudes

• d~αDoù d=diamètre linéaire (en mètres ou en kpc) α=diamètre angulaire (en radians, attention!)

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 = 70.000 km• Le rayon du Soleil = 700.000 km• La distance Terre-Soleil = 150 106 km • La distance Pluton-Soleil = 5.9 109 km• La distance à l’étoile la plus proche (Proxima du Centaure)

= 4 années lumière = 4 1013 km• La dimension des galaxies s’exprime en kpc• La distance à la galaxie la plus proche (Grand Nuage de

Magellan) = 150.000 années lumière = 50 kpc• Les distances des galaxies proches s’expriment en Mpc

Les magnitudes• Magnitude apparente

m = -2.5 log10F +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 -5où D est la distance exprimée en pc

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

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

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 ∼ 100.000 étoiles au début des années 1990

Le satellite GAIA prévu en 2013 va mesurer la parallaxe d’environ 106 étoiles de notre Galaxie, et aussi d’étoiles

UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES : LES CÉPHÉIDES

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.

Henrietta Leavitt (1868-1921)

Deux exemples de Céphéides (étoiles pulsantes)

< 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 > = -1.43 -2.81 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

Les Céphéides des Nuages de Magellan

Années 1960 Années 1990

Les observations sont plus précises et il y a en réalité deux séquences !

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 -19.5.

En mesurant leur magnitude apparente au maximun d’éclat mercredi 22 février 2012

COURBES DE LUMIÈRE DES SUPERNOVAE

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.

UN TROISIEME INDICATEUR DE DISTANCES : LA RELATION DE TULLY-FISCHER

Il existe une relation entre la magnitude absolue totale M d’une galaxie et la valeur maximale Vmax de la vitesse de rotation du disque de la galaxie :

- M = a log Vmax + b

Vmax peut-être déterminé à partir de la courbe de rotation, ou

par la largeur W du profil d’émission de la raie à 21 cm de l’hydrogène neutre.

Ceci n’est possible que pour les galaxies spirales.

Il faut tenir compte de l’inclinaison de la galaxie :

Vmax = W / 2sini

Profil d’émission de la raie à 21 cm

Fréquence

La relation de Tully-Fischer (suite)

- M = a log Vmax + b a et b déterminés à partir de galaxies dont on connaît déjà la distance par des indicateurs primaires la mesure de Vmax permet de calculer M on mesure la magnitude apparente m d’où la distance D avec m - M = 5 log Dpc - 5

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

SPECTRE D’ÉTOILE (dans notre Galaxie)

Vitesse de l’étoile par rapport à M31 :v = 339 ± 26 km/s

Vitesse de M31par rapport à l’étoile :v = - 339 ± 26 km/s

GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU

Vitesse de la galaxie cZ par rapport à M31 10583 ± 20 km/s Z = 0.0353

Noir : M31

Rouge :Z à mesurer

SPECTRE DE GALAXIE EN ÉMISSION

Vitesses mesurées avec Hβ = 2149 km/s [OIII] = 2111 km/s

La spectroscopie permet de mesurer le décalage vers le rouge (redshift) Z de chaque galaxie :

Z= (λ - λ0 )/ λ0

λ = longueur d’onde d’une raie mesurée dans le spectre de la galaxie étudiéeλ0 = 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)2 + 1 ] pour Z plus grand

Hubble a montré que la distance D des galaxies était proportionnelle à leur vitesse d’éloignement V ( relation de Hubble)

RELATION DE HUBBLE

Galaxies proches Galaxies plus lointaines

Note : ici v=cz et les distances ont été déterminées autrement que par le décalage spectral

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

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)

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 (celui-ci est traduit 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

Plus difficile, et en Anglais :

--Galaxies and Cosmology (Springer, 2002) Francoise Combes, Patrick Boissé, Alain Mazure, Alain Blanchard

--The Cold Universe: Saas-Fee Advanced Course 32, 2002. Springer, Andrew W. Blain, Francoise Combes, Bruce T. Draine

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