Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 1:...

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 1: Classification, Cours 1: Classification, propriétés globales des galaxies propriétés globales des galaxies & fonctions de luminosité & fonctions de luminosité


Première classification (Première classification (< < 1936)1936)

Wolf, M. 1908, Pub. Ap. Inst. Konig. Heidelberg, Vol. 3, No. 5.

• Confond nébuleuses gazeuses, nébuleuses planétaires, galaxies, etc

• Comme le catalogue Messier


Entre 1923 et 1929 Edwin Hubble démontra que les "nébuleuses spirales" étaient en fait des "univers-îles"

semblables à la Voie Lactée. Ces galaxies étaient en réalité des objets bien plus éloignés que les nébuleuses ordinaires et s'échappaient dans l'espace à une vitesse proportionnelle à

leur distance, l'effet Doppler ne représentant que leur vitesse relative. Sur l'image du centre Hubble a marqué les

emplacements d'une nova découverte dans M31 en 1923 et de deux étoiles variables, dont la première Céphéide (indiquée

VAR !) dans une galaxie extérieure, qui lui permirent de trouver les indices confirmant sa théorie. A droite Hubble

auprès du Schmidt du Mt Palomar. Nous pouvons lui rendre hommage car la contribution d'Edwin Hubble à l'astronomie fut

aussi importante que celle de Copernic ou de Newton.


Système de Hubble Système de Hubble (1936)(1936)

4 classes:4 classes:

1.1. Elliptiques (E)Elliptiques (E)

2.2. Lenticulaires (S0)Lenticulaires (S0)

3.3. Spirales (Sp)Spirales (Sp)

4.4. Irrégulières (Irr)Irrégulières (Irr)

2 familles (Sp)familles (Sp)

1.1. Normales (A)Normales (A)

2.2. Barrées (B)Barrées (B)

3 3 types (Sp)types (Sp)

1.1. a (early/premier)a (early/premier)

2.2. b (intermédiaire)b (intermédiaire)

3.3. c (late/dernier)c (late/dernier)



A l’origine, Hubble propose sa séquence comme une séquence évolutive (early-type & late-type)


ClassificationClassification

Apparence des galaxies est très dépendante de Grande différence entre l’UV et l’IRUV: clumpy & IR: smooth

Problème avec la classification traditionnelle: e.g. M81


ClassificationClassificationDifférentes bandes montrent différentes populations : e.g. M51

U V I H


ElliptiquesElliptiques

rapport d’axes (a & b) varie de 1 3 En , où n = 10(1-b/a) varie de E0 E7 Les effets de projection nous empêchent de

déterminer la forme intrinsèque des EE0 peut être une E7 vue de face

En fait, les elliptiques sont tri-axialesSphère: a=b=cOblate a=bProlate b=c


Oblate vs prolateOblate vs prolateOblate

Aplati aux pôlesa = b & c < a si c/a = 0.6

E4 pour AE0 pour B

Prolate Aplati à l’équateur b = c & a > b si b/a = 0.6

E0 pour AE4 pour B


Propriétés cinématiques

Si Vrot est important

Aplatissement aux pôles

Oblate


Elliptiques (E)Elliptiques (E)

E0E0

M89M89



E1E1

M87M87



E2E2

M32M32



E5E5

M59M59



E5E5

NGC NGC 205205


LENTICULAIRESLENTICULAIRES

S0 ressemble beaucoup à E5 -> E7Une vue par la tranche montre la trace

d’un disque mais sans bras spirauxSouvent nécessaire de faire une

analyse détaillée de la distribution de lumière (profil exponentiel plutôt que r1/4) pour distinguer entre une E et une S0


LenticulaireLenticulairess

SB0

NGC 2859

M102

S0


SpiralesSpirales Critères de classification a c

1. Importance relative du bulbe central : rapport B/D diminue de a c

2. Résolution et prédominance des bras spiraux ***3. La présence de poussière et de gaz, de régions

ionisées, d’étoiles jeunes: augmente de a c ***4. Les bras spiraux sont plus ouverts de a c5. La luminosité totale décroît de a c

*** dépend de la distance


Classification de Classification de de Vaucouleurs (1959)de Vaucouleurs (1959)

1. sous-classes: 0/a a ab b bc c Irr

2. sous division de c c cd d dm m Im


Classification de de Vaucouleurs (1959)

Spirales - Spirales - SaSa

M64

Spirales - Spirales - SbSb

M88

M81NGC 4565

Spirales – Spirales – ScSc

M101

NGC 891

M 83

NGC 4414

Spirales – Spirales – SdSd

NGC 7793

IC 5249

Spirales - SmSpirales - Sm

NGC 3109

Spirales - SBmSpirales - SBm


IRRÉGULIÈRESIRRÉGULIÈRES

apparence due à la présence de quelques régions HII très brillantes

disque sous-jacent (Pop. I vieille) beaucoup plus régulier

Irrégulières - Irrégulières - ImIm IC 5152

GR 8

Spirales – Spirales – SBaSBa

NGC 4650

NGC 1433

Spirales – Spirales – SBbSBb

NGC 1530

Spirales – SBcSpirales – SBc

M 106

Spirales – Spirales – SBdSBd

NGC 4631


LMC (Sm) – SMC (Im)LMC (Sm) – SMC (Im)

LMC SMC


Naines Naines SphéroïdalesSphéroïdales

Carina

Fornax

Sculptor

Sextans

Pec. – Centaurus Pec. – Centaurus AA

Pec. – M82 (NGC 3034)Pec. – M82 (NGC 3034)

M 81 M 82

Pec. – NGC Pec. – NGC 37183718

Pec. – NGC Pec. – NGC 21462146

Pec. – NGC 4038-9 – The Pec. – NGC 4038-9 – The AntennaeAntennae

Pec. – Ring Pec. – Ring GalaxiesGalaxies

Pec. – CartwheelPec. – Cartwheel

Pec.Pec.Polar Ring Polar Ring GalaxiesGalaxies


Galaxies en interaction

Stephan’s quintet HCG87 - HST


Classification de Classification de de Vaucouleurs (1959)de Vaucouleurs (1959)

Classes = SOa Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm Irr

T = 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

Classes

= Elliptique

normale

Elliptique

géante

S0 S0 S0

T = -5 -4 -3 -2 -1


Propriétés Globales Propriétés Globales Galaxies normalesGalaxies normales

Un catalogue jusqu’à une certaine magnitude apparente est dominé par les spirales de premiers types

… mais les galaxies de derniers types dominent

Voie LactéeAndromède

Sbc



• Biais de Malmquist• Rapidement limité

aux galaxies les plus brillantes quand (ou V) augmente

• Rapport M/L pas affecté par



• # de galaxies vs types pour un magnitude limited sample (RSA)

• Late-types sous-représentés

• SB sous-représentés (bande bleue)



On voit très bien qu’en fonction de la magnitude apparente, on passe d’un Univers dominé par les E et les Sp massives à un Univers dominé par les spirales de derniers types

Ellis 1979



Les couleurs mesurent la proportion de chacune des populations stellaires dans les galaxies

Varient en fonction du type morphologique

elliptiques rouges spirales bleues

bulbe disque

vieillesPop II

jeunesPop I



• SED (Spectral Energy Distribution)

• Superposé sur les réponses de filtres standards

• Types morphologiques: rouge vers le bleu

E-S0

Sbc

Scd

Sd

Im

U BV R I



elliptiquespas de gaz

S0 -> Sbpeu de gaz

Sc Irrde plus en plus de gaz



Autant les couleurs (B-V) & (U-B) que la brillance de surface e0 et que le contenu HI suivent une courbe semblable


CorrélationsCorrélations (paramètres photométriques et cinématiques)


Fonctions de Fonctions de luminositéluminosité

La magnitude des galaxies est difficile à définir:Métrique: à l’intérieur d’un diamètre linéaire fixe

mais toutes les galaxies n’ont pas la même dimension – distance

Isophotale: à l’intérieur d’une certaine brillance de surfaceMais toutes les galaxies n’ont pas les mêmes caractéristiques

(ex.: LSB)

Totale: jusqu’à R = infiniDifficile à mesurer, ex.: galaxies distantes


Fonction de luminosité Fonction de luminosité des galaxies (GLF)des galaxies (GLF)

• La luminosité des galaxies couvrent un grand domaine de luminosités

• Elum = 107 x naine• Fonction de

luminosité (L) = le nombre relatif de galaxies de différentes luminosités


Fonction de luminosité Fonction de luminosité des galaxies (GLF)des galaxies (GLF)

• Définition: si on compte les galaxies dans un volume représentatif de l’Univers, (L)dL est le nombre de galaxies avec des luminosités entre L et L+dL.

• Identique à la fonction de luminosité stellaire

• Les GLF sont plus faciles à mesurer dans les amas de galaxies car toutes les galaxies ont +/- la même distance.


Fonction de luminosité de Fonction de luminosité de SchechterSchechter

Définition: comme pour les étoiles N = L)L

(L) = N0/L*(L/L*) e-(L/L*)

Forme caractéristique:Changement de pente à L*

Cut-off exponential du côté brillantLoi de puissance du côté faible


Fonction de luminosité de Fonction de luminosité de Schechter (1976)Schechter (1976)

n* : densité de galaxies (nb galaxies / Mpc3) L* : luminosité caractéristique. Une galaxie L* est une

galaxie brillante (~ MW). Une galaxie avec L < 0.1L* est une naine.

définie la pente de la GLF du côté peu brillant. est typiquement négatif, impliquant un grand nombre de galaxies de faibles luminosités.


La LF locale (optique)La LF locale (optique)

• Construite à partir du SDSS

• Paramètres (bande g)*=N0=0.0172h3 Mpc-

3mag-1

M* -5logh = -19.73 mag = -1.03

• Varie avec


Fonction de luminosité de Fonction de luminosité de Schecter (1976)Schecter (1976)

En magnitudes:

= -0.5 (rouge) = -0.75 (vert)= -1 (bleu)


Field GLFField GLF

• Bande B (Efstatiou, Ellis, Peterson 1988) * = 0.016+/- 0.003 h3 Mpc-3

MB* = -19.7 +/- 0.1 + 5 log h = -1.07 +/- 0.07

• Bande K (Gardner et al. 1997) * = 0.016+/- 0.002 h3 Mpc-3

MK* = -23.1 +/- 0.2 + 5 log h = -0.9 +/- 0.2

Fits très semblables


Contributions à la Contributions à la luminositéluminosité


LF dépend du type et de LF dépend du type et de l’amasl’amas

• Les types early sont moins nombreux & brillants

• Les types late sont plus nombreux & moins brillants

• Les + brillantes ont une LF gaussienne

• Les – brillantes ont une queue du côté faible


GLF vs typesGLF vs types


GLF récenteGLF récente

2dF


Fonction de masse des Fonction de masse des galaxiesgalaxies

• Pour les étoiles, la fonction de luminosité peut être utilisée pour déterminer la Fonction de Masse Initiale (IMF)

• Pour les galaxies, c’est plus compliqué:– M/L de la population stellaire dépend de

l’histoire de SF– Image de la galaxie ne dit rien sur la quantité et

la distribution de la DM


Évolution de la LFÉvolution de la LF• A z=0.2-0.4, la LF

est semblable à la LF locale, avec un peu d’évolution

• Types de SED1. E-Sa2. Sa-Sbc3. Sbc – Starburst faible4. Starburst fort


Évolution à z=1.1Évolution à z=1.1• La LF évolue dans

toutes les bandes– Toutes les populations

faiblissent avec z (vieillissement des populations)

• Évolution la plus importante est pour les galaxies early-type (rouge)– Augmentation X 10

• Les galaxies bleues (spirales late-type, starbursts) faiblissent et rougissent

Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 1:...

Documents

Transcript of Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 1:...