Evolution des galaxies

1. Leur forme (séquence morphologique de Hubble) Leur contenu stellaire et gazeux (milieu interstellaire) Leur «pouvoir de régénération» (taux de formation stellaire) Evolution des galaxies Bien qu’elle se produise sur des échelles de temps sans commune mesure avec la notre, l’évolution des galaxies est bien réelle et peut être 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?

2. Evolution des galaxies: Séquence de Hubble Formation de plus en plus récente (d’après Hubble) Autre classification proposée: sur la base de la forme des isophotes en « boite » ou en « disque » Le long de la séquence (orientée Hubble): • l’âge stellaire moyen diminue • la fraction de gaz augmente Evolution proposée sous l’effet des barres et des interactions

3. M87 E0 géante (Virgo) Leo I Naine sphéroide M104 Sa Evolution des Galaxies: Séquence de Hubble M 31 Sb NGC 2997 Sc NGC 1313 Sd-Irr

4. Evolution des Galaxies: Séquence de Hubble NGC 1365 SBb M100 SABbc M83 SABc

5. M 101 Niveaux de gris: gaz atomique le disque stellaire a un diamètre de 10 minutes d'arc NGC 628 Contours: gaz atomique Niveaux de gris: disque stellaire Evolution des galaxies: gaz interstellaire Le disque de gaz est 3 à 4 fois plus étendu que le disque stellaire

6. Evolution des galaxies: évolution stellaire ZAMS = Séquence principale d ’âge zéro AGB = Branche asymptotique des géantes RGB = Branche des géantes rouges RSG = Supergéantes rouges BSG = Supergéantes bleues YSG = Supergeantes jaunes WR = Etoiles Wolf-Rayet LBV = Etoiles variables bleues de forte luminosité Soleil Diagramme Hertzsprung-Russel Couleur

7. Evolution des galaxies: le regard rétrospectif l’intervalle z=[0;0.1] contient les derniers 10% de la vie de l’univers. l ’intervalle z=[3;5] ne contient que 5% de la vie de l ’univers. à z=3, l’univers n’a pas encore atteint 30% de son âge actuel A grande échelle, les distances ne se mesurent plus comme simplement des dimensions d’espace, mais comme des dimensions d’espace-temps, caractérisées par le décalage spectral associé, ou redshift, noté z

8. Evolution des galaxies: quelle évolution? L’évolution des galaxies considère non seulement les propriétés internes des galaxies (taille, forme, contenu stellaire, contenu gazeux) mais aussi les propriétés « externes » telles que la densité de galaxies par unité de volume 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.

9. modèles sans évolution Evolution des galaxies: méthodes La principale méthode d’investigation est aussi la plus simple: c’est le comptage, 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 bientôt être étendus aux rayons X (satellite XMM) ainsi qu’à l’ultraviolet (GALLEX) Exemple de comptage à 15 µm effectués par ISO

10. Evolution des galaxies: méthodes Un grand nombre d’incertitudes sont cependant introduites lors de l’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.

11. 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 Toujours sans information sur le décalage spectral, ce diagramme permet de cumuler les informations recueillies à plusieurs longueurs d ’onde Fond diffus extragalactique

12. Evolution des galaxies: le fond diffus Mesure du fond par COBE contribution des galaxies au 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.

13. Evolution des galaxies: identifications Identifier une galaxie = 1- établir si possible son type de Hubble 2- mesurer son décalage spectral deux mesures difficiles... A z=1 la séquence de Hubble n ’existe pas encore. La plupart des galaxies est en phase de fusion. z=0.5 z=2 z=4

14. 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 mesures reportées sur ce diagramme proviennent en fait de l’émission UV des galaxies. La conclusion d’un tel diagramme est que tout se passe entre z=1 et z=3 et qu’il est inutile d’aller chercher plus loin, les galaxies ne sont pas encore là.

15. Evolution des galaxies: formation stellaire L’observation en infrarouge lointain (850 µm) boulverse totalement l’image précédente. Superposition avec le ciel visible Au delà de z=1, la majeure partie de l’évolution des galaxies cesse d’être visible. Les processus d’évolution sont enfouis dans la poussière interstellaire Image à 850 µm

16. 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 son énergie dans l’infrarouge. Les morphologies observées sont semblables à celles relevées dans les champs profonds.

17. Image composite V, I, provenant du HST Evolution des galaxies: analogues locaux 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 La luminosité IR requiert l’équivalent de 0.5 à 4 fois plus d’étoiles O que le nombre déjà recensé dans l ’optique.