Evolution des galaxies

Bien qu’elle se produise sur des échelles de temps sans communemesure avec la notre, l’évolution des galaxies est bien réelle et peutêtre étudiée tant de façon théorique qu’expérimentale

Echelle caractéristique de temps: 10 7-8 ans~ durée de vie des étoiles massives~ temps de rotation galactique~ temps de rotation de l’onde spirale

Quelles propriétés des galaxies évoluent?

Leur forme (séquence morphologique de Hubble)

Leur contenu stellaire et gazeux (milieu interstellaire)

Leur «pouvoir de régénération» (taux de formation stellaire)

Autre classificationproposée: sur la basede la forme des isophotesen « boite » ou en « disque »

Evolution des galaxies: Séquence de Hubble

Formation de plus en plus récente (d’après Hubble)

Evolution proposée sous l’effet des barreset des interactions

Le long de la séquence (orientée Hubble):• l’âge stellaire moyen diminue• la fraction de gaz augmente

Evolution des Galaxies: Séquence de HubbleM87 E0 géante (Virgo) Leo I Naine sphéroide M104 Sa

M 31 Sb NGC 2997 Sc NGC 1313 Sd-Irr

Evolution des Galaxies: Séquence de Hubble

NGC 1365 SBb M100 SABbc M83 SABc

Evolution des galaxies: gaz interstellaire

NGC 628Contours: gaz atomiqueNiveaux de gris: disque stellaire

M 101Niveaux de gris: gaz atomiquele disque stellaire a un diamètrede 10 minutes d'arc

Le disque de gaz est 3 à 4 fois plus étendu que le disque stellaire

Evolution des galaxies: évolution stellaire

Couleur

ZAMS = Séquence principaled ’âge zéro

AGB = Branche asymptotique des géantes

RGB = Branche des géantes rouges

RSG = Supergéantes rougesBSG = Supergéantes bleuesYSG = Supergeantes jaunes

WR = Etoiles Wolf-Rayet

LBV = Etoiles variables bleues de forte luminosité

SoleilDiagramme Hertzsprung-Russel

Evolution des galaxies: le regard rétrospectif

A grande échelle, les distances ne se mesurent plus comme simplement des dimensions d’espace, mais comme des dimensions d’espace-temps, caractériséespar le décalage spectral associé, ou redshift, noté z

l’intervalle z=[0;0.1] contientles derniers 10% de la vie del’univers.

l ’intervalle z=[3;5] ne contientque 5% de la vie de l ’univers.

à z=3, l’univers n’a pas encoreatteint 30% de son âge actuel

Evolution des galaxies: quelle évolution?

L’évolution des galaxies considère non seulement les propriétés internesdes galaxies (taille, forme, contenu stellaire, contenu gazeux) mais aussi les propriétés « externes » telles que la densité de galaxies par unité devolume de l ’univers, ou leur taux d’agrégation.

Moteurs de l’évolution galactique:• Gravitation (instabilités, fusion de galaxies)• Formation stellaire (consommation du gaz interstellaire)• Cosmologies (taux d ’expansion, mode de formation des structures)

Objectif: Comprendre le mode de formation des galaxies et des grandes structures, contraindre les valeurs des paramètres

de notre modèle d’univers.

Evolution des galaxies: méthodes

La principale méthode d’investigation est aussi la plus simple: c’est lecomptage, ou le relevé systématique de toutes les galaxies occupant une

portion du ciel.

Ces comptages ont été pratiqués du visible à la radio, et vont bientôtêtre étendus aux rayons X (satellite XMM) ainsi qu’à l’ultraviolet (GALLEX)

modèles sans évolution

Exemple de comptage à 15 µm effectués par ISO

Evolution des galaxies: méthodes

Un grand nombre d’incertitudessont cependant introduites lors del’interprétation de ces diagrammes.

1 - La référence (le modèle sans évolution) est difficile à mesurer localement, et fait intervenir les paramètres du modèle d’univers

2 - Le diagramme, par construction, ne tient pas compte du redshift. Chaque galaxie observée contribue donc au comptage par une partie différente de son spectre. Il faut en tenir compte.

3 - Le spectre des galaxies étant très variable il y a de nombreuses façon de s’écarter des modèles sans évolution.

4 - Pour cette même raison, il est impératif de construire ce type de diagrammes à différentes longueurs d’onde.

Evolution des galaxies: le fond diffus

Attention: Il y a deux fonds diffus: le rayonnement fossile à 2.7 K dû au Big-Bang et le fond diffus extra-galactique dû à l’émission cumulée des galaxies.

Rayonnement cosmologique fossile

Fond diffus extragalactique

Toujours sans information sur le décalage spectral, ce diagramme permet de cumulerles informations recueillies à plusieurs longueurs d ’onde

Evolution des galaxies: le fond diffus

Mesure dufond par COBE

contribution des galaxiesau fonddiffus

• Dans le domaine optique, le fond diffus a été résolu en source: tout a été vu.• Le diagramme montre que la partie infrarouge du fond extragalactique contient deux fois plus d ’énergie que la partie optique (d’où l’importance des sondages en infrarouge et radio)• Entre 1/10 et 1/3 seulement des galaxies émettant le fond infrarouge a été détecté à ce jour.

Evolution des galaxies: identifications

Identifier une galaxie = 1- établir si possible son type de Hubble2- mesurer son décalage spectral

deux mesures difficiles...

z=0.5 z=2 z=4

A z=1 la séquencede Hubble n ’existepas encore.La plupart des galaxiesest en phase de fusion.

Evolution des galaxies: formation stellaire

Lorsque les galaxies sont identifiées, on peut, à partir de leur spectre, calculer leur taux de formation stellaire et établir le bilan de ce taux

à l’échelle cosmique

Attention: toutes les mesuresreportées sur ce diagrammeproviennent en fait de l’émissionUV des galaxies.

La conclusion d’un tel diagrammeest que tout se passe entre z=1 etz=3 et qu’il est inutile d’aller chercher plus loin, les galaxies nesont pas encore là.

Evolution des galaxies: formation stellaire

L’observation en infrarouge lointain (850 µm) boulverse totalementl’image précédente.

Image à 850 µm

Superpositionavec le ciel visible

Au delà de z=1, la majeure partiede l’évolution des galaxies cessed’être visible. Les processusd’évolution sont enfouis dans lapoussière interstellaire

Evolution des galaxies: analogues locaux

Les fusions de galaxies, bien que rares, sont observées dans l’univers local

Ce type de galaxies émet plus de 90% de sonénergie dans l’infrarouge. Les morphologiesobservées sont semblables à celles relevées dansles champs profonds.

Evolution des galaxies: analogues locaux

La luminosité IR requiert l’équivalent de 0.5 à 4 fois plusd’étoiles O que le nombre déjà recensé dans l ’optique.

Image composite V, I, provenant du HST

Les galaxies naines sont des objets locaux ayant très peu évolué. Elle sont sans doute des restes de l’époque de formation des galaxies.

SBS 0335-052