Astronomie Extragalactique

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 2: Profils de luminosité,Cours 2: Profils de luminosité,profils de densité, structure des disquesprofils de densité, structure des disques

& ISM (HI, HII, H& ISM (HI, HII, H22))


Profils de luminositéProfils de luminosité

• Elliptiques : loi rElliptiques : loi r1/41/4

o cDcDo E & dEE & dEo dSphdSpho BCDBCDo bulbesbulbes

• Disques : loi exponentielleDisques : loi exponentielleo SpiralesSpiraleso IrrégulièresIrrégulièreso NainesNaineso Enveloppe de cDEnveloppe de cDo bulbesbulbes


Différents types de Différents types de galaxies elliptiquesgalaxies elliptiques

1.1. Elliptiques: L* Elliptiques: L* ~~ 2 x 10 2 x 101010 L Lsunsun, M, MBB ~ -20~ -20

2.2. E E géantes: L géantes: L > L*, M> L*, MBB < -20 < -20

3.3. E moyenne: L ~E moyenne: L ~ 3 x 10 3 x 1099 L Lsunsun , M , MBB < -18 < -18

4.4. E naines: L <E naines: L < 3 x 10 3 x 1099 L Lsunsun , M , MBB > -18 > -18

5.5. dSph: L <dSph: L < 3 x 10 3 x 1077 L Lsunsun , M , MBB > -14 > -14


IsophotesIsophotes

a)a) Isophotes Isophotes elliptiqueselliptiques

b)b) Isophotes Isophotes twisttwist

c)c) Diamond shapeDiamond shape

d)d) Boxy shapeBoxy shape


Profils de luminositéProfils de luminosité

Formes fonctionnelles suggérées:Formes fonctionnelles suggérées:a)a) Loi Hubble-Reynolds (Hubble-Oemler)Loi Hubble-Reynolds (Hubble-Oemler)

b)b) Loi de Vaucouleurs rLoi de Vaucouleurs r1/4 1/4 (Sersic)(Sersic)

c)c) Modèles de King (utilisés Modèles de King (utilisés principalement pour les amas principalement pour les amas globulaires)globulaires)


Distribution de lumière Distribution de lumière (E)(E)

• En apparence, structure très simple:En apparence, structure très simple:o Brillance de surface élevée au centreBrillance de surface élevée au centreo Décroissance uniforme en loi de Décroissance uniforme en loi de

puissancepuissance• Loi de Hubble (1930):Loi de Hubble (1930):

• I/II/I00 = = [(r/a) + 1][(r/a) + 1]-2-2

o II00 : intensité au centre : intensité au centreo a : paramètre d’échelle radiala : paramètre d’échelle radial



• Hubble law: bonne Hubble law: bonne représentation du représentation du temps de Hubble temps de Hubble (faible résolution, m (faible résolution, m brillant)brillant)

• Meilleures Meilleures observations:observations:o Sous-estime I dans les Sous-estime I dans les

régions intérieuresrégions intérieureso Sur-estime I dans les Sur-estime I dans les

régions extérieuresrégions extérieures



• Elliptiques: composées Elliptiques: composées uniquement d’étoiles uniquement d’étoiles de Pop IIde Pop II

• Lumière diminue Lumière diminue comme rcomme r1/4 1/4

• La brillance de surface La brillance de surface est très concentrée au est très concentrée au centrecentre



• Loi rLoi r1/41/4 (de Vaucouleurs 1948) (de Vaucouleurs 1948)

log(I/Ilog(I/Iee) = -3.33) = -3.33[(r/r[(r/ree))1/41/4 -1] -1]

o rree : : rayon rayon équivalent contenant ½ de équivalent contenant ½ de la luminosité totalela luminosité totale

o IIee : intensité à r : intensité à ree

o pas de paramètres librepas de paramètres libre

m(r) = mm(r) = mee + 8.325 + 8.325[(r/r[(r/ree))1/41/4 -1] -1]



• Modèles de KingModèles de King• Modèles Modèles

dynamiques pour dynamiques pour des systèmes auto-des systèmes auto-gravitant (ex: amas gravitant (ex: amas globulaires)globulaires)

• 3 paramètres:3 paramètres:o mm00 : brillance de : brillance de

surface centralesurface centraleo rrcc : core radius : core radiuso c : concentration = c : concentration =

log(rlog(rcc/r/rtt)) où roù rtt = tidal = tidal radiusradius

King, 1966


Distribution de lumière Distribution de lumière (dSph)(dSph)

Read & Gilmore 2005


Distribution de lumière Distribution de lumière (dE)(dE)


Distribution de lumière Distribution de lumière (cD)(cD)

r1/4

40 kpc

1 Mpc !

exp


Distribution de lumière Distribution de lumière (Sp)(Sp)

• Spirales: Spirales: bulbe * Pop II bulbe * Pop II disque * Pop Idisque * Pop I

• Lumière du disque Lumière du disque diminue diminue exponentiellementexponentiellement

m = mm = m00 + 1.1 + 1.1rr

• 1/1/ = échelle de = échelle de longueur = longueur = distance diminue distance diminue de de ~~1 mag1 mag..



• Les disques des galaxies spirales ont une Les disques des galaxies spirales ont une décroissance exponentielle (Freeman 1970)décroissance exponentielle (Freeman 1970)

I(r) = II(r) = I00 e e--r r ( = I ( = I00 e er/hr/h))

• En magnitudes En magnitudes (m = -2.5logI)(m = -2.5logI)

m(r) = mm(r) = m00 + 1.0857 + 1.0857 rr

mm00 = brillance de surface centrale = brillance de surface centrale

-1-1 = échelle de longueur (h) – décroit de 1/e = échelle de longueur (h) – décroit de 1/e



• Correction pour la brillance de surface Correction pour la brillance de surface centralecentrale

BBcc(0) = B(0) + 2.5 log R(0) = B(0) + 2.5 log R2525 – A – ABB

• 2.5 log R2.5 log R2525 = correction pour l’intégration = correction pour l’intégration le long de la ligne de visée ( corr. face-le long de la ligne de visée ( corr. face-on) où Ron) où R2525 = (a/b) = (a/b)||2525

• AABB = extinction galactique (RC3 ou autre) = extinction galactique (RC3 ou autre)



Freeman 1970



Bc(0) = cste = 21.65 (35 Sp)

Sb

a-1

(Boroson 1981) Bc(0) = 21.79 (25 Sp)

(Kent 1985) Bc(0) = 21.30 (70 Sp) Ltot = 2I0/2

-Mdisk = 16.93 + 5log -1

(pour Bc(0) = 21.65)


Distribution de lumière Distribution de lumière (Irr)(Irr)

Irrégulières: disque de Irrégulières: disque de Pop IPop I

Apparence irrégulière Apparence irrégulière due aux régions HII & due aux régions HII & * jeunes* jeunes

* Pop I vieilles * Pop I vieilles distribuées plus distribuées plus régulièrementrégulièrement


Distribution de lumièreDistribution de lumière

Séquence de spirales a Séquence de spirales a -> -> mm Séquence de proportions de plus en Séquence de proportions de plus en

plus petites bulbe/disqueplus petites bulbe/disque

(Yoshizawa and Wakamatsu 1975)


•Le disque est la composante stellaire des Le disque est la composante stellaire des spiralesspirales

•C’est le produit final de la dissipation de la C’est le produit final de la dissipation de la plupart des baryonsplupart des baryons. Il contient . Il contient la majorité du la majorité du moment angulairemoment angulaire

DisquesDisques

MW IC 5249


Les disques ont grossièrement une Les disques ont grossièrement une distribution exponentielle en R et en zdistribution exponentielle en R et en z

I(R,z) = II(R,z) = Ioo exp (-R/h) exp (-z/h exp (-R/h) exp (-z/hzz))

jusqu’à R jusqu’à R ~~ (3 to 5) h, et souvent (3 to 5) h, et souvent tronquétronqué

Truncation proposée par Truncation proposée par van der Kruit & Searle (1981, 1982)van der Kruit & Searle (1981, 1982)


La La structure verticalestructure verticale des disques est des disques est directement associée avec leur directement associée avec leur histoire dynamique et leur histoire de histoire dynamique et leur histoire de formation d’étoiles: formation d’étoiles:

•accrétion, accrétion, •chaufage, chaufage, •gauchissement gauchissement

……ces processus ont généré une ces processus ont généré une échelle de hauteur échelle de hauteur ~~300 pc300 pc

Regardons la truncation des disquesRegardons la truncation des disques


NGC 4565

Disque plus Disque plus épais mais épais mais

tronquétronqué


La troncation La troncation du disquedu disquede M 33de M 33

Ferguson et al 2003Ferguson et al 2003

M33 est une pureM33 est une puredisk galaxy dudisk galaxy duGroupe LocalGroupe Local


Profil de brillance de surfaceM33:Profil de brillance de surfaceM33:

photométrie de surface en photométrie de surface en bande I jusqu’à R ~ 35'bande I jusqu’à R ~ 35'

le profil est étendu à R ~ le profil est étendu à R ~ 60' 60' utilisant le comptage utilisant le comptage d’étoilesd’étoiles

Truncation des disques

cf. van der Kruit (1982) cut-off des disques: cf. van der Kruit (1982) cut-off des disques: ~3-5 scalelengths (also Pohlen et al 2002)~3-5 scalelengths (also Pohlen et al 2002)

V~31 mag arcsecV~31 mag arcsec -2 -2

Sûrement le profil de brillance de surface le plus profond jamais mesuré pour

un pure disk galaxy

Ferguson 2003

Diminution abrupte de Diminution abrupte de brillance de surface après 5brillance de surface après 5

-1-1


Kregel et al (2001) trouvent RKregel et al (2001) trouvent Rmax max /h/hRR = 3.6 ± 0.6 = 3.6 ± 0.6 pour 34 galaxies edge-on pour 34 galaxies edge-on


• r-band star counts

NGC 300: NGC 300: comptage profond en r aveccomptage profond en r avec GMOS sur GEMINIGMOS sur GEMINI

(Bland-Hawthorn, KCF et al): (Bland-Hawthorn, KCF et al): Le disque exponentiel va au moins Le disque exponentiel va au moins

jusqu’à 10 jusqu’à 10 -1-1 sans troncation sans troncation

MAIS


NGC 4762 – une spirale avec un disque épais brillant (Tsikoudi 1980)NGC 4762 – une spirale avec un disque épais brillant (Tsikoudi 1980)

Disques minces et disques épaisDisques minces et disques épais

40


Les disques sont relativement fragiles Les disques sont relativement fragiles (ex.: Toth & Ostriker 1992 ...)(ex.: Toth & Ostriker 1992 ...)

L’existence de L’existence de disques mincesdisques minces limite la quantité de limite la quantité de masse masse

qui peut être accrétée après la formation du disquequi peut être accrétée après la formation du disque

ie un disque mince ie un disque mince histoire relativement non- histoire relativement non-perturbée par de l’accrétion après sa formationperturbée par de l’accrétion après sa formation

Plusieurs disques apparemment minces montrent Plusieurs disques apparemment minces montrent quand même un disque épais stellaire sous-jacent, quand même un disque épais stellaire sous-jacent,

(ex.: NGC 5907: Morrison et al)(ex.: NGC 5907: Morrison et al)

Pure Disk Galaxies (sans bulbe) Pure Disk Galaxies (sans bulbe) (systèmes comme IC 5249)(systèmes comme IC 5249)


NGC 5907NGC 5907

( 2MASS JHK )( 2MASS JHK )

Ressemble a un Ressemble a un disque mince disque mince

pur mais de la pur mais de la photométrie de photométrie de surface profonde surface profonde

montre un montre un disque épais disque épais sous-jacentsous-jacent


NGC 5907NGC 5907profil deprofil de

l’axe mineurl’axe mineur

disque disque mince mince

+ + disque épaisdisque épaisMorrison et al 1994Morrison et al 1994


NGC 5907 est une galaxie brillante (MNGC 5907 est une galaxie brillante (MB B ≈ – ≈ – 20.5) et sa composante à grands rayons 20.5) et sa composante à grands rayons

pourrait provenir d’un merger mineur ou d’une pourrait provenir d’un merger mineur ou d’une interactioninteraction

Ce disque épais n’est pas Ce disque épais n’est pas metal-poormetal-poor (à partir (à partir des couleurs) et donc, probablement, ne s’est des couleurs) et donc, probablement, ne s’est

pas formé lors d’un épisode de formation pas formé lors d’un épisode de formation d’étoiles avant que le disque mince ne se d’étoiles avant que le disque mince ne se

stabilisestabilise

Disque mince & disque Disque mince & disque épaisépais


IC 5249 a aussi un disque épais très faible (Abe et al 1999)IC 5249 a aussi un disque épais très faible (Abe et al 1999)


Dalcanton & Bernstein 2002Dalcanton & Bernstein 2002

Photométrie de surface (BRK) de 47 late-type edge-on galaxies:

Trouvent qu’elles sont toutes entourées d’une enveloppe rouge aplatie de faible brillance de

surface (disque épais)Age > 6 Gyr, pas très metal-poor, comme le

disque épais de la Voie Lactée

La formation d’un disque épais est un phénomène presque universel dans la formation des disques


B-R

R-K

Exemple: FGC 979: galaxie edge-on sans bulbeExemple: FGC 979: galaxie edge-on sans bulbe enveloppe rouge plus épaisse autour du disque minceenveloppe rouge plus épaisse autour du disque mince

Dalcanton & Bernstein 200250


•Le disque épais s’est formé tôt, > 6 Gyr Le disque épais s’est formé tôt, > 6 Gyr (12 Gyr dans la Galaxie)(12 Gyr dans la Galaxie)•Semble être distinct du disque minceSemble être distinct du disque mince•Probablement (?) formé par chauffage Probablement (?) formé par chauffage d’un disque mince pendant une époque d’un disque mince pendant une époque intense de mergers > 6 Gyrintense de mergers > 6 Gyr

Résumé sur les disques épaisRésumé sur les disques épais

ou formé dans un burst de formation d’étoiles ou formé dans un burst de formation d’étoiles lorsque le disque s’assemblait z ~ 2 lorsque le disque s’assemblait z ~ 2

(Brook et al 2004; Yoachim & Dalcanton 2004)(Brook et al 2004; Yoachim & Dalcanton 2004)

Peut être formé de plusieurs façons ~ z = 1-2Peut être formé de plusieurs façons ~ z = 1-2


Scénario de formation des Scénario de formation des disquesdisques

• Disque mince s’assemble tôt, à z > 1-2Disque mince s’assemble tôt, à z > 1-2• Perturbé pendant un épisode de mergers qui le Perturbé pendant un épisode de mergers qui le

chauffe en disque épais que l’on voit maintenantchauffe en disque épais que l’on voit maintenant• Le reste du gaz se stabilise graduellement pour Le reste du gaz se stabilise graduellement pour

former le disque minceformer le disque mince• Le disque épais est une relique de l’épisode initial Le disque épais est une relique de l’épisode initial

de chauffage du disque (il n’y a pas beaucoup de de chauffage du disque (il n’y a pas beaucoup de chauffage par évolution séculaire)chauffage par évolution séculaire)


Mais NGC 4244 (MMais NGC 4244 (MBB = - 18.4) est vraiment un disque pur: = - 18.4) est vraiment un disque pur: seulement une composante exponentielle, sans disque épaisseulement une composante exponentielle, sans disque épais

Fry et al 199960


L’existence de tel L’existence de tel disque purdisque pur est intéressante est intéressante parce qu’au moins pour quelques disques late-parce qu’au moins pour quelques disques late-type:type:

• la formation d’étoiles n’a pas commencé la formation d’étoiles n’a pas commencé avant que le gaz ne se soit stabilisé dans le avant que le gaz ne se soit stabilisé dans le plan du disqueplan du disque

• depuis le début de la formation d’étoiles depuis le début de la formation d’étoiles dans le dans le disque, celui-ci n’a pas été perturbé d’une disque, celui-ci n’a pas été perturbé d’une façon façon significative par des sources significative par des sources internesinternes ou ou externesexternes


Distribution de vitessesDistribution de vitesses

• Plus une galaxie est Plus une galaxie est massive, plus elle tourne massive, plus elle tourne rapidementrapidement

spirale massive: 200-300 km/s Saspirale massive: 200-300 km/s Sa

spirale peu massive: 50-100 km/s Smspirale peu massive: 50-100 km/s Sm

• ClassificationClassification: pas : pas seulement une séquence de seulement une séquence de luminosité luminosité mais aussi une mais aussi une séquence de séquence de massemasse


Hydrogène neutre (HI) Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxiesdans les Galaxies

• Composante gazeuse Composante gazeuse importante parce importante parce que:que:o Étoiles s’y formentÉtoiles s’y formento Évolution des étoiles Évolution des étoiles

rejette du gaz enrichirejette du gaz enrichio Raies d’émission pour Raies d’émission pour

tracer le potentieltracer le potentiel

• Raie HI à 21 cmRaie HI à 21 cm

• Atome d’hydrogène a 2 Atome d’hydrogène a 2 états dans son états dans son ground ground level,level, séparés par leur séparés par leur couplage spin-orbitecouplage spin-orbite

• Les spins parallèles ont Les spins parallèles ont une énergie plus grande une énergie plus grande que les spins anti–que les spins anti–parallèlesparallèles

• Le Le decaydecay produit produit l’émission d’un photon à l’émission d’un photon à 1420.406 MHz.1420.406 MHz.



• HI est optiquement HI est optiquement mince, de sorte que mince, de sorte que la masse HI peut la masse HI peut être calculée à partir être calculée à partir du flux mesuré dans du flux mesuré dans le faisceaule faisceau

• SS = flux radio en Jy = flux radio en Jy• VVrr = vitesse en = vitesse en km/seckm/sec• D = distance en MpcD = distance en Mpc



Puche, D., Carignan, C. & Bosma, A. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990)



Meurer, G.R., Carignan, C., Beaulieu, S. & Freeman, K.C. 1996

NGC 2915-BCDOptique: AATRadio: ATCA



Radio: WSRT& DRAO

NGC 6946

Carignan et al. 1990



Galaxie Circinus – données ATCA2MASS image



Carignan & Purton 1998



Contenu en HI pour différents Contenu en HI pour différents types types a)a) Rapport masse HI / masse totale Rapport masse HI / masse totale

b)b) Rapport MRapport MHIHI/L/LBB



• Contenu relatif HI vs Contenu relatif HI vs types morphologiquestypes morphologiques

• MMHIHI/L/LBB est souvent est souvent utilisé pour comparer à utilisé pour comparer à d’autres paramètres d’autres paramètres galactiquesgalactiques



• HI-deficiency dans HI-deficiency dans l’amas de la Viergel’amas de la Vierge

• MMHIHI//LLBB versus versus luminosité bleue. luminosité bleue.

• Un grand nombre des Un grand nombre des galaxies de Virgo ont galaxies de Virgo ont un un MMHIHI//LLBB beaucoup beaucoup plus petit qu’attendu plus petit qu’attendu pour leur luminosité.pour leur luminosité.


Relation Tully-Fisher HIRelation Tully-Fisher HI

La relation de Tully-La relation de Tully-Fisher : largeur du profil Fisher : largeur du profil HI HI VV vs. magnitude vs. magnitude absolue pour les galaxies absolue pour les galaxies spirales spirales [Tully, R.B., & Fisher, [Tully, R.B., & Fisher, J.R. Astron. Astrophys. 54 (1977) J.R. Astron. Astrophys. 54 (1977)

661].661].


Relation de TF en HIRelation de TF en HI• La relation « bleue » de La relation « bleue » de

Tully-Fisher - logarithme Tully-Fisher - logarithme de la magnitude absolue de la magnitude absolue bleue corrigée bleue corrigée MM0,i 0,i (B(BTT) ) versus logarithme de la versus logarithme de la largeur de ligne corrigée largeur de ligne corrigée HI HI vv0,i0,i – pour un – pour un échantillon de galaxies échantillon de galaxies proches. proches.

• Les galaxies naines Les galaxies naines montrent une plus montrent une plus grande dispersion due grande dispersion due aux incertitudes sur leur aux incertitudes sur leur inclinaison et parce une inclinaison et parce une partie de leur masse partie de leur masse baryonique est sous baryonique est sous forme de gaz (cours 4)forme de gaz (cours 4)



• Survey HI dans Survey HI dans l’amas de la Viergel’amas de la Vierge

(Cayatte et al. 1994)(Cayatte et al. 1994)• Les galaxies près Les galaxies près

du centre de du centre de l’amas sont l’amas sont déficientes en HI déficientes en HI du à la du à la ram ram pressurepressure du gaz du gaz inter-galactiqueinter-galactique



Kenney et al. 2004



page web J. van Goorkom

X-ray

Coma


HH in galaxies in galaxies



Les * OB et les Les * OB et les régions HII ionisées régions HII ionisées par ces étoiles par ces étoiles marquent très bien marquent très bien les bras spirauxles bras spiraux

NGC 5427, *OB tracent SFR



Daigle et al. 2006

SINGSSINGS


HH in galaxies in galaxiesSINGSSINGS

NGC 4725NGC 4725

SINGSSINGS

M 51M 51



Hernandez et al. 2005



BHBHbarbar

NGC 3992NGC 3992



Les galaxies près du Les galaxies près du centre ont perdu du centre ont perdu du gaz par gaz par ram pressureram pressure du du IGM IGM (semblable à (semblable à la situation avec le HI)la situation avec le HI)

VirgoChemin et al. 2006


HH22 (via CO) in galaxies (via CO) in galaxies



Co (HCo (H22) semble ) semble distribudistribué comme é comme les étoilesles étoiles

Pas surprenant Pas surprenant car c’est dans les car c’est dans les nuages Hnuages H22 que les que les étoiles se formentétoiles se forment



Contours CO Contours CO superposés sur superposés sur une image HSTune image HST

Trace très bien Trace très bien les contours des les contours des bras spirauxbras spiraux

Aalto et al. 1999



(Sakamoto et al. 1999)

Dsik-dominated – galaxies normalesNuclear dominated – galaxies actives


HH22 (via CO) in galaxies (via CO) in galaxies• HH22 via CO est intéressant mais: via CO est intéressant mais:

le taux de conversion Hle taux de conversion H22/CO peut varier /CO peut varier en fonction du type morphologiqueen fonction du type morphologique

le taux de conversion Hle taux de conversion H22/CO peut varier /CO peut varier en fonction du rayon dans la galaxieen fonction du rayon dans la galaxie

ne peut être utilisé dans les galaxies ne peut être utilisé dans les galaxies naines p.e. si les abondances de C et O naines p.e. si les abondances de C et O sont faibles (non-détection du CO ne veut sont faibles (non-détection du CO ne veut rien dire sur la présence du Hrien dire sur la présence du H22))


Comparaison HI, HComparaison HI, H, H, H22

Simon et al. 2003


Comparaison HI, HComparaison HI, H, H, H22

Wong et al. 2004

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