PHYSIQUE DES GALAXIES

1. PHYSIQUE DES GALAXIES COURS 2 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

2. Plan du cours • Historique • Principales techniques d’observation des galaxies • Morphologie des galaxies • Distances des galaxies • Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire • Cinématique des galaxies • Galaxies en interaction ; simulations numériques • Les galaxies à noyau actif • Groupes et amas de galaxies • Distribution des galaxies dans l’Univers • Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

3. Distances des galaxies Quelques définitions : • 1 UA (Unité Astronomique) = 150 millions de km = distance moyenne Terre-Soleil • 1 année lumière = distance parcourue par la lumière en 1 année ≈ 1016 m • 1 pc (parsec) = distance d’une étoile dont la parallaxe est 1 seconde d’arc ≈ 3,25 année lumière = 3,09 1016 m • 1 kpc = 103 pc (dimension galaxie) • 1 Mpc = 106 pc (distance galaxies proches)

4. Quelques ordres de grandeur • Echelle de l’homme : le m • Echelle accessible à pied : le km • Le rayon de la planète Terre = 6400 km • Le rayon de la planète Jupiter = 70.000 km • Le rayon du Soleil = 700.000 km • La distance Terre-Soleil = 150 106 km • La distance Pluton-Soleil = 5.9 109 km • La distance à l’étoile la plus proche (Proxima du Centaure) ≈ 4 années lumière = 4 1013 km • La distance à la galaxie la plus proche (Grand Nuage de Magellan) = 150.000 années lumière = 50 kpc • Distances des galaxies : s’expriment en Mpc (ou en redshift)

5. Les magnitudes • Flux F = quantité d’énergie reçue par unité de temps et de surface du détecteur • Magnitude apparente m = -2.5 logF +cte (F=flux) Attention, un objet de grande magnitude est faible ! • Magnitude absolue = magnitude apparente qu’aurait une étoile si elle était située à 10 pc m-M = 5logDpc -5

6. LA MESURE DES DISTANCES • On mesure la distance des étoiles proches (de notre Galaxie) par leur parallaxe • Pour déterminer la distance des galaxies, on a ensuite construit une échelle de distances de proche en proche grâce à une succession d’indicateurs dans notre Galaxie d’abord, puis dans les galaxies proches • Indicateurs primaires : certains types d’étoiles variables : les Céphéides, les RR Lyrae, les novae • Indicateurs secondaires : les régions HII, les étoiles supergéantes, les amas globulaires • Indicateurs tertiaires : les supernovae, les diamètres et luminosités des galaxies

7. CONVERSION EN UNITES PHYSIQUES (DISTANCES) D’ANGLES MESURES SUR LES IMAGES On connaît l’optique Télescope + Détecteur  ε = dimension angulaire d’un pixel sur le ciel (en secondes d’arc) Sur une image, on peut mesurer la distance entre deux points en pixels (par ex. entre le centre d’une galaxie et une région à étudier), soit rpx On convertit rpx en angle ω(en secondes d’arc), soit ω = ε rpx tg ω = d/D  ωrad où D= distance de la galaxie d’où d en kpc si D est en kpc (ωrad en radians)

8. LA NOTION DE PARALLAXE (ÉTOILES PROCHES) La terre tourne autour du soleil : Au 21 mars elle est en T1 et voit l’étoile vers 1 Au 21 septembre elle est en T2 et voit l’étoile vers 2 Sur deux images prises à 6 mois d’intervalle, on voit se déplacer l’étoile par rapport aux autres étoiles (lointaines donc  fixes) 1 T2 2 T1

9. On connaît l’optique Télescope + Détecteur  Correspondance pixel  secondes d’arc Donc on peut mesurer 2ω  parallaxe = ω tg ω = ST  SE  ωrd d’où SE = distance de l’étoile DIFFICULTE : les ω sont de petits angles, donc difficiles à mesurer, et seulement mesurables pour étoiles proches Le satellite Hipparcos a mesuré la parallaxe de  100.000 étoiles au début des années 1990 Le satellite GAIA (lancé fin 2013) va mesurer la parallaxe d’environ 106 étoiles de notre Galaxie, et aussi d’étoiles des galaxies proches. Au total, GAIA observera TOUS les objets de magnitude V<20 en 5 ans.

10. UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES : LES CÉPHÉIDES Henrietta Leavitt (1868-1921) Etoiles dont l’éclat varie ; la période P de ces variations dépend de leur luminosité moyenne : P est d’autant plus courte que l’éclat moyen est faible, c’est à dire que la magnitude apparente m est élevée (Henrietta Leavitt, 1912)  M  = a log P + b où  M  est la magnitude absolue moyenne.

11. Deux exemples de Céphéides (étoiles pulsantes)

12.  M  = a log P + b • a et b déterminés à partir de Céphéides de notre Galaxie (distance mesurée par ailleurs, par exemple avec parallaxes) • Pour une étoile de distance inconnue, on mesure sa période P • on déduit sa magnitude absolue  M  actuellement  M  = -1.43 -2.81 log P (Feast & Catchpole 1997) • on mesure par ailleurs sa magnitude apparente m • on obtient la distance D de l’étoile grâce à la relation: m - M = 5 log Dpc – 5 • on fait de même pour une galaxie contenant une ou plusieurs Céphéides

13. Les Céphéides des Nuages de Magellan Années 1960 Années 1990 Les observations sont plus précises et il y a en réalité deux séquences !

14. UN DEUXIEME INDICATEUR DE DISTANCES : LES SUPERNOVAE Les supernovae sont des étoiles massives qui explosent à la fin de leur « vie » en libérant une quantité d’énergie considérable. Un certain type de supernovae, les SNIa, présente dans son spectre une large raie d’absorption due au silicium et l’absence de raies d’hydrogène. La magnitude absolueMmax qu’atteignent les SNIa au maximum de leur éclat est constante d’une étoile à l’autre à 25% près et vaut environ -19.5. En mesurant leur magnitude apparente au maximun d’éclat on peut donc déterminer leur distance avec m - M = 5 log Dpc - 5

15. COURBES DE LUMIÈRE DES SUPERNOVAE

16. On réduit la dispersion en utilisant diverses autres corrélations entre Mmax et d’autres observables, en particulier la vitesse de décroissance s (pente) de la courbe de lumière. On a alors une relation s – Mmax analogue à la relation période – luminosité des Céphéides. Il existe un programme de recherche systématique des supernovae, en particulier à grand décalage spectral qui a d’importantes conséquences en cosmologie (prix Nobel 2011) Re

17. UN TROISIEME INDICATEUR DE DISTANCES : LA RELATION DE TULLY-FISCHER Il existe une relation entre la magnitude absolue totale M d’une galaxie et la valeur maximale Vmax de la vitesse de rotation du disque de la galaxie : - M = a logVmax + b

18. Vmax peut-être déterminé à partir de la courbe de rotation, ou par la largeur W du profil d’émission de la raie à 21 cm de l’hydrogène neutre. Ceci n’est possible que pour les galaxies spirales. Il faut tenir compte de l’inclinaison i de la galaxie : Vmax = W / 2sini Profil d’émission de la raie à 21 cm w Fréquence

19. La relation de Tully-Fischer (suite) - M = a logVmax + b • a et b déterminés à partir de galaxies dont on connaît déjà la distance par des indicateurs primaires • la mesure de Vmax permet de calculer M • on mesure la magnitude apparente m d’où la distance D avec m - M = 5 log Dpc - 5

20. LA MESURE DES DISTANCES DES GALAXIES PAR SPECTROSCOPIE • On constate que les spectres de toutes les galaxies (sauf quelques galaxies très proches) sont décalés vers le rouge (grandes longueurs d’onde, ou petites fréquences) par rapport aux spectres des étoiles de notre Galaxie : effet Doppler-Fizeau • Donc les galaxies s’éloignent les unes des autres • On mesure leur décalage spectral et on déduit leur vitesse d’éloignement, puis leur distance avec la loi de Hubble

21. SPECTRE D’ÉTOILE (dans notre Galaxie)

22. GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU Noir : M31 Rouge : Z à mesurer Vitesse de la galaxie cZ par rapport àM31 10583  20 km/s Z = 0.0353

23. SPECTRE DE GALAXIE EN ÉMISSION H HeII l Vitesses mesurées avec H = 2149 km/s [OIII = 2111 km/s

24. La spectroscopie permet de mesurer le décalage vers le rouge (redshift) Z de chaque galaxie : Z= ( - 0 )/ 0  = longueur d’onde d’une raie mesurée dans le spectre de la galaxie étudiée 0 = longueur d’onde de la même raie mesurée en laboratoire. Le décalage spectral Z permet d’estimer leur vitesse d’éloignement v : V ~ c Zsi Z est petit V ~ c [ (1+ Z)2 – 1 ] / [ (1+ Z)2+ 1 ] pour Z plus grand Hubble a montré que la distance D des galaxies était proportionnelle à leur vitesse d’éloignement V ( relation de Hubble) V = H0 D

25. RELATION DE HUBBLE Galaxies proches Galaxies un peu plus lointaines Notes : • ici v=cz et les distances ont été déterminées autrement que par le décalage spectral • la pente calculée par Hubble était près de 10 fois trop grande

26. D’où la distance D correspondante : D = V / H0 où H0 est la “Constante de Hubble” Les différents indicateurs ont permis de calibrer la constante de Hubble H0 telle que D = V / H0 Connaissant V on peut alors déduire D Les valeurs actuellement admises pour H0 sont : 73  2(statistical error)  4(systematic error) km s-1 Mpc-1 (Freedman & Madore 2010, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 48, 673) 74.8  3.1 km s-1 Mpc-1 (Riess et al. 2011, ApJ 730, 119, erratum ApJ 732, 129, et ApJ 752, 76) Mais 67.80  0.77 km s-1 Mpc-1 (Collaboration Planck)

27. Plan du cours • Historique • Principales techniques d’observation des galaxies • Morphologie des galaxies • Distances des galaxies • Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire • Cinématique des galaxies • Galaxies en interaction ; simulations numériques • Les galaxies à noyau actif • Groupes et amas de galaxies • Distribution des galaxies dans l’Univers • Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

28. QUE CONTIENT UNE GALAXIE ? • des étoiles • du gaz neutre et/ou ionisé • des poussières • de la matière noire

29. Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? • Par l’imagerie dans différentes bandes, on peut voir que : Les contenus en étoiles, gaz et poussières sont différents selon les types de galaxies En quoi diffèrent les divers types de galaxies ? • Les elliptiques et lenticulaires contiennent très peu de gaz et de poussières et sont principalement constituées d’étoiles vieilles ; elles émettent plus de lumière dans le rouge que dans le bleu : elles sont riches en étoiles rougees, donc froides et vieilles ; tout le gaz a servi à former des étoiles, donc il n’en reste quasiment plus • Les disques des galaxies spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il s’y forme encore des étoiles, en particulier dans les bras spiraux ; la présence d’étoiles jeunes donne donc aux bras spiraux une couleur bleue

30. Une galaxie peut avoir un aspect très différent selon la longueur d’onde à laquelle elle est observée

31. Andromède en lumière visible et en CO (en orange)

32. Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? (suite) • Par la spectroscopie : • On confirme les résultats ci-dessus de manière beaucoup plus fine • On peut estimer les proportions d’étoiles de chaque type en ajustant des modèles de populations stellaires âge, métallicité, dispersion de vitesses

33. Quelques spectres à bas (NGC 4214) et haut redshift, ramenés à z=0

34. Modèle Spectre observé Résidus= spectre - modèle Ajustement par un modèle de population stellaire

35. Age, métallicité, masse des étoilesdans les galaxies Fraction de galaxies 44.254 galaxies (Sloan Digital Sky Survey) erreurs corres-pondantes métallicité âge masse stellaire Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

36. Relation âge-métallicitédans 6 intervalles de masse 5616 « late » type 26003 « early » type Contours: 26% 68% 95% 99% de confiance métallicité âge âge Gallazzi et al. 2005, MNRAS 362, 41

37. Quelques résultats • Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire totale (c.à.d. la masse sous forme d’étoiles) • Métallicité et âge ne sont pas déterminés par la masse de façon unique • Métallicités stellaires élevées correspondent à des zones où la métallicité du gaz aussi est élevée • Populations stellaires jeunes et pauvres en métaux existent surtout dans galaxies peu massives • La masse stellaire n’est pas le seul paramètre déterminant l’histoire de la formation d’étoiles

38. 3 109 0.1 – 10 100 - 1000 100 - 1000 103 - 104 10 000 1 – 5 109 105 - 106 103 - 105 10 5 107 10-40 Comment observe-t-on le gaz ? • 90% H, 10% He • Le gaz peut être neutre, moléculaire, ionisé Masse Nuage T Densité HI HII H2 Poussière (K) Msol Msol cm-3

39. Observation de l’hydrogène neutre (HI) • On observe l’hydrogène neutre par la raie à 21 cm dans le domaine radio • On peut cartographier la distribution du gaz neutre • On estime la masse totale de ce gaz HI pour une galaxie donnée • Il est beaucoup plus facile de détecter une spirale qu’une elliptique à 21 cm, parce que la quantité de gaz y est beaucoup plus grande

40. Le gaz HI • Raie de transition hyperfine à 21 cm Pôles alignés (+haute énergie) Pôles opposés (+basse énergie) • Transition rare mais gaz abondant

41. L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) dans M 51 Image HI Image optique (Rots et al.)

42. L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101 Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101 superposés sur l’image optique

43. Observation du gaz ionisé On observe le gaz ionisé dans le domaine visible, ultraviolet ou infrarouge par ses raiesd’émission Les raies d’émission peuvent être détectées : • en spectroscopie • en imagerie à l’aide d’un filtre à bande passante étroite qui ne laisse passer que la lumière dont la longueur d’onde correspond à la raie Il faut alors soustraire la contribution du rayonnement continu pour n’avoir plus que l’émission dans la raie L’image dans le continu est obtenue avec un filtre n’incluant aucune raie d’émission (sinon on fait une correction)

44. Le gaz ionisé : Ha Comparaison HI / Ha

45. Le gaz ionisé dans PKS 2158 – 380 Image [OIII] + Continu Image Continu Image [OIII]

46. Modes d’ionisation du gaz • Le gaz peut être ionisé : • par le rayonnement ultraviolet émis par des étoiles chaudes (régions HII) • par le rayonnement ultraviolet émis par le noyau actif (s’il y en a un, cf. cours « galaxies à noyau actif ») • par des ondes de choc (provoquées par ex. par des interactions de galaxies) • Selon le type d’ionisation dominant, les rapports d’intensités des raies d’émission sont différents • Intérêt de la spectroscopie à fente longue et de la spectroscopie intégrale de champ

47. La spectroscopie à fente longue • On choisit l’angle de position de la fente du spectrographe et on obtient le spectre de plusieurs régions alignées le long de la fente (cf. NGC 6951) • On peut ainsi comparer les rapports d’intensités de raies d’émission en diverses zones • On peut aussi tracer les courbes de rotation des galaxies spirales (cf. chapitre « cinématique des galaxies »)

48. La spectroscopie à fente longue : exemple de la galaxie de Seyfert NGC 5506 Les spectres dans diverses régions sont différents : les rapports d’intensités des raies varient avec la distance au centre (noyau actif), impliquant que la température du gaz et/ou les abondances relatives des éléments varient Durret & Bergeron (1988) A&AS 75, 273

49. Les PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) PAH PAH PAH H2 H2 PAH H2 H2

50. Les poussières Dans les images en lumière visible, on peut voir un obscurcissement de certaines régions dû aux poussières Des images en lumière infrarouge permettent de mettre en évidence la distribution des poussières On peut tracer les régions de formation d’étoiles grâce aux poussières, qui sont chauffées par le rayonnement des étoiles jeunes et réémettent en infrarouge (par exemple à 24 μm – données des satellites Spitzer et Herschel)