Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 8: Amas...

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Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 8: Amas de galaxiesCours 8: Amas de galaxies


Amas de galaxiesAmas de galaxies

Pourquoi est-ce important d’étudier les amas de galaxies ?

1. Formation des galaxies: qu’est-ce qui s’est formé d’abord, les galaxies ou les amas (top-down ou bottom-up) – Hierarchical clustering: bottom-up

2. Morphologie des galaxies (Dressler 1980)

3. Évolution des galaxies: difficile à voir pour les galaxies individuelles – plus facile propriétés des amas vs z (e.g. Butcher-Oemler)



Définition: augmentation du nombre de densité de surface de galaxies par rapport au nombre de densité du background

</bg> > N

À déterminer


Amas de galaxiesAmas de galaxies Définition de Abell (1958)

1. N > 50 m3 < m < m3 + 22. N > 50 - contenus dans un cercle de rayon =

1.7/z arcmin ~ 1.5 h100-1 Mpc autour du centre

3. 0.02 < z < 0.20

h100 = H0/100

~ 6000 km/s ~ 60000 km/s


Amas de galaxiesAmas de galaxies Classification de Abell (1965)

1. Amas réguliers: Condensés Symétrie sphérique N ~ 102 – 103

M E & S0 Peu de S

2. Amas irréguliers: les autres



Amas réguliers o Concentration centrale o Structure sphérique bien

définie o Dimension ~ 1-10 Mpco Amas de Coma

Amas irréguliers o Centre mal définie

o Dimension ~ 1-10 Mpc

o Amas de la Vierge



Classification de Zwicky (1961)1. /BG > 2

2. N > 50 m1 < m < m1+3

3. Pas de limite sur z


Amas de galaxiesAmas de galaxies Classification de Zwicky

1. Compact: 1 condensation centrale de galaxies brillantes N > 10

en contact (apparent) Symétrie sphérique

2. Medium-compact: 1 condensation centrale de galaxies brillantes – pas de

contact (apparent) Plusieurs condensations

3. Open: Pas de condensation /BG ~ 5

Effet de sélection


Amas de galaxiesAmas de galaxies Système de Bautz-Morgan (1970): système basé

sur la façon dont un amas est dominé par sa galaxie la plus brillante (cD)

Type DescriptionI. Amas dominé par une seule galaxie cD (au centre)II. Galaxies les plus brillantes de l’amas

intermédiaires entre cD et elliptiques géantes normales (Coma)

III. Amas sans galaxie dominante (Virgo)



Principaux problèmes avec B-M:A. Le système B-M est très vulnérable à la

contamination des galaxies du champ (galaxie brillante du champ III I)

B. Le système B-M est affecté par la distance. K-dimming masque l’enveloppe d’une cD elliptique normale

C. Si 2 ou plusieurs galaxies dominent pas de place dans la classification



Système de Oemler: système basé sur la proportion des différents types morphologiques:

1. Amas cD: Dominé par des galaxies super-géantes au centre Pas de spirale au centre Plus grande proportion d’elliptiques Dense, sphérique, concentré Rapport E:S0:S ~ 3:4:2


Amas de galaxiesAmas de galaxies Système de Oemler (suite):

2. Spiral-rich: Composition semblable au champ (field) Densité faible, irrégulière, pas concentré Pas de ségrégation (masse ou type) Rapport E:S0:S ~ 1:2:3

3. Spiral-poor: Intermédiaire Composition dominée par S0 Ségrégation (masse & type) Rapport E:S0:S ~ 1:2:1


Galaxies du champ

Dressler50 % S + Irr35 % S015 % E

M < 16.5 (non complet)

Sandage & Tammann80 % S + Irr10 % S010 % E

M < 13 (complet – Shapley-Ames)

Biais de Malmquist


Temps & grandeurs caractéristiques

Crossing time Two-body relaxation time Temps de collision Masse caractéristique Densité caractéristique M/L caractéristique


Crossing time Crossing time (temps (temps dynamique)dynamique)

• Tcr = temps requis pour qu’une galaxie voyageant dans un amas à une vitesse v traverse le rayon R

Tcr = R/v ~ 6 x 108 ans x [(R/Mpc) / (vr/103 km/s)]• vr = vitesse radiale observée• symétrie sphérique v2 = 3vr

2 Tdyn ~ R/v

• R = 10 Mpc Tcr = 6 x 109 ans < temps de Hubble• R > 35Mpc (régions extérieures d’un super-amas)

• Tcr > temps de Hubble (pas le temps de passer au centre)


Crossing timeCrossing time

Système de classification d’Oemler1. Amas cD: dense & concentré

R Tcr E+S0 S

2. Amas spiral-rich: peu dense & peu concentré

R Tcr E+S0 S Suggère encore une fois l’importance des

mergers S E + S0


Two-body relaxation Two-body relaxation timetime

T2B = temps requis pour que les collisions changent d’une façon significative la distribution originale de vitesses

T2B = v3/(4 G2 Mg2 N ln)

T2B = 2 x 1010ans x (vr/103 km/s)3

(Mg/1012 MS)2(N/103 Mpc-3) ln Galaxies relaxent rapidement ~ Mg, N, 1/vr,

Nb de densité Paramètre d’impact (halo?)

Def. alternative TR = temps qu’il faut à une particule pour oublier ses conditions initiales

pour cause de multiples interactions proches



Régions centrales d’amas riches (N ~ 3 x 103 gal. Mpc-3)

T2B ~ 109 ans two-body relaxation important pour les galaxies massives

Régions extérieures (N petit)T2B > 1010 ans two-body relaxation

pas important Effet de relaxation: ségrégation spatiale et

en vitesses des galaxies selon leur masse



• Seuls les amas ouverts et les groupes compacts sont très relaxés

• Les amas globulaires ne sont relaxés que très marginalement



• Le fait que les particules oublient leur énergie initiale conduit à une équipartition d’énergie

• En un T2B, les énergies cinétiques des particules ne dépendent que de leur masse

• Dans un système sphérique, les particules les plus massives se déplaceront donc moins vite et orbiteront moins loin du centre du puits de potentiel

• On assistera à une ségrégation par masse (particules plus massives plus concentrées au centre)

• Donc, le temps d’équipartition et de ségrégation sont du même ordre que T2B


Temps de collisionTemps de collision

Tcoll = temps moyen entre les collisions d’une galaxie avec un autre membre de l’amas

Tcoll = [21/2 v N Rg2]-1

~109 ans[(vr/103 km/s)(N/103 Mpc-3)(Rg/10 kpc)]-1


Temps de collisionTemps de collision

Dans les régions centrales d’un amas régulier:

Tcoll ~ 108-109 ans pour Rg ~ 10 kpcprobabilité de mergers élevée

Dans les régions peu dense d’amas réguliers ou dans les amas irréguliers

(N < 102 Mpc-3)Tcoll > 1010 ans

peu de chance de merger


Masse & Densité Masse & Densité centralecentrale

Masse totale d’un amas (théo. du viriel)M = v2 Re/G

M ~ 0.7 x 1015 Msol x[(vr/103 km/s)2 (Re/Mpc)]

Densité centrale (sphère iso.)0 = 9 vr

2 / 4 G Rc2

0 ~ 3 x 1015 Msol/Mpc3 x [(vr/103 km/s)/(Rc/0.25 Mpc)]2


M/L M/L (centre des amas)(centre des amas)

(M/L)c = 2 0 Rc / 0

(M/L)c = 9 vr2 / 2 G 0 Rc

~ 133 h50 Msol/Lsol x [(vr/103 km/s) \/(0/10Lsol pc-2)(Rc/0.25 Mpc)]

Valeurs typiques:M ~ 1015+/-1 h50

-1 Msol

L ~ 1012-1013 h50-2 Msol

M/L ~ 50-500 h50 Msol/Lsol

<M/L> ~ 200 h50 Msol/Lsol

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