Distribution des galaxies

1. Distribution des galaxies • Comprendre l’expansion de l’Univers • Comprendre la construction d’une échelle de distances • Comprendre les différentes échelles de regroupement des galaxies • Comprendre le phénomène de collisions des galaxies • Comprendre le phénomène de matière sombre et son importance en astronomie

2. Mesure des distances distance = temps Une galaxie observée à D = 5 x 109 a.l. La galaxie est vue telle qu’elle était il y a 5 x 109 a.l.

3. Mesure des distances 1 kpc = 1000 pc = 3 200 a.l. 1 Mpc = 1000 kpc = 106 pc = 3 200 000 a.l. = 3 x 1019 km = 30 000 000 000 000 000 000 km

4. REDSHIFT(décalage vers le rouge) l décalée vers le bleu si l’objet s’approche de nous ( l plus petit) • effet Doppler l décalée vers le rouge si l’objet s’éloigne de nous ( l plus grand)

5. REDSHIFT • Vitesse de récession = décalage spectral vitesse de récession décalage spectral vitesse de la lumière longueur d’onde au repos

6. REDSHIFT Ex: objet avec Ha à l = 657.3 nm l0 = 656.3 nm (Ha) Dl = 1 nm c = 300 000 km/sec V = 1.0/656.3 x 300 000 = 457 km/sec

7. REDSHIFT plus un objet est distant plus l’objet est petit plus les raies spectrales sont décalées vers le rouge

8. Un Univers en expansion • 1931 - Hubble & Humason montrent que: majorité des spectres de galaxies montre des décalages vers le rouge toutes les galaxies s’éloignent de nous Univers est en expansion

9. Loi de Hubble (1931) H0~ 85 km/sec/Mpc galaxie V = 850 km/sec D = 10 Mpc vitesse de récession (km/sec) distance (Mpc) Constante de Hubble (km/sec/Mpc)

10. Loi de Hubble • Si toutes les galaxies s’éloignent de nous, est-ce que cela signifie que nous sommes au centre de l’Univers ? • NON • Parce que toutes les galaxies s’éloignent de toutes les autres (exemple: cuisson d’un pain aux raisins)

11. Échelle de distances • Afin de pouvoir déterminer la constante de Hubble (taux d’expansion de l’Univers) • il faut pouvoir déterminer la distance aux galaxies indépendamment de leurs redshifts • plusieurs étapes pour pouvoir arriver aux objets les plus lointains

12. Échelle de distances module de distance distance (pc) magnitude apparente magnitude absolue • si on mesure V + si on obtient d on déterminera H0

13. Loi de Hubble • constante de Hubble: H0 = V km/sec d Mpc taux d’expansion • H0-1 = temps de Hubble = âge de l’Univers L = 0 courbure = 0 • Expansion de l’univers prédite par les équations d’Einstein

14. Échelle de distance1ere étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses radiales • Méthodes utilisées dans l’environnement solaire (d < 25-50 pc) Connaissant la distance d’une * dans un amas proche On connaît la magnitude absolue de toutes les * de l’amas Si on mesure la magnitude apparente d’une * de même type dans un amas plus lointain Module de distance m = m – M distance

15. Échelle de distance2iè étape: Céphéides • * assez lumineuses pour être détectées dans d’autres galaxies (HST 15-20 Mpc) • Ex.: m = 20 P = 20 jours M = -5 • m = m – M = 5 log d - 5 • m = m – M = 25 • d = 1025+5/5 = 106pc = 1 Mpc

16. Échelle de distance3iè étape: régions HII, amas globulaires, nébuleuses planétaires • Comme ces objets sont beaucoup plus brillants que les * individuelles, on peut les observer dans les galaxies lointaines • L’hypothèse de base est que les propriétés de ces objets ne varient pas d’une galaxie à l’autre m – M = 24.4

17. Échelle de distance3iè étape: relations Tully-Fisher & Faber-Jackson • Afin de pouvoir aller encore plus loin, il nous faut utiliser les propriétés globales des galaxies • Spirales : gravité vs rotation Méthode de Tully-Fisher basée sur la vitesse maximum de rotation MB vs 2 Vmax

18. Échelle de distance3iè étape: relations Tully-Fisher & Faber-Jackson

19. Échelle de distance3iè étape: relations Tully-Fisher & Faber-Jackson • Elliptiques : gravité vs dispersion des vitesses Méthode de Faber-Jackson basée sur la dispersion des vitesses totale MB vs sV

20. 0 parallaxes mouvements propres vitesses radiales 25-50 pc Céphéides RR Lyrae Novae les plus brillantes 3 Mpc (télescope terrestre) 10 Mpc (HST) supernpvae amas globulaires nébuleuses planétaires régions HII 15-20 Mpc Tully-Fisher Faber-Jackson 100 Mpc Loi de Hubble 5000 Mpc Construction de l’échelle de distance

21. Échelle de distances

22. Échelle de distances

23. Distances caractéristiques

24. Groupes & amas de galaxies • propriétés des galaxies étudiées jusqu’à maintenant galaxies isolées • Mais comme les * se regroupent en systèmes binaires , amas, … la majorité des galaxies sont en groupe

25. Pourquoi étudier les amas de galaxies ? • Formation des galaxies Galaxies (bottom-up) Qu’est-ce qui s’est formé d’abord ? Amas (top-down) • Morphologie des galaxies pas indépendante de l’environnement

26. Pourquoi étudier les amas de galaxies ? • Évolution des galaxies • difficile à voir dans les galaxies individuelles • plus facile dans les amas de galaxies à différents redshifts • Distribution de masse à grande échelle • Galaxies individuelles: masse sur quelques 10 kpc • Groupes de galaxies: masse sur quelques 1Mpc • Super-amas: masse sur quelques 10 Mpc

27. Le Groupe Local • Majorité des galaxies fait partie de petits groupes comme le Groupe Local • Majorité des dSphs sont satellites de M31 & de la Voie Lactée

28. Le Groupe Local • 3 spirales • 2 elliptiques • 2 elliptiques naines • ~ 10 naines sphéroidales • ~ 13 irrégulières naines

29. Groupe Sculpteur (2.5 Mpc)

30. Amas de la Vierge (15 Mpc) • 103 galaxies: • ½ S • ½ E & S0 • galaxie centrale M87 • Source radio • Source rayons-X

31. Amas de Coma (90 Mpc) • 104 galaxies: • E & S0 au centre • S en périphérie amas sphérique & concentré

32. Collisions entre galaxies • Distances entre les * sont très grandes 20 x 106 diam. • Distances entre 2 galaxies: 15-20 x diam. • Les collisions entre galaxies sont donc beaucoup plus fréquentes qu’entre les étoiles

33. Collisions entre galaxies Lorsque 2 galaxies entrent en collision, c’est surtout le milieu interstellaire (gaz) qui réagit violemment sursaut de formation d’* couleurs bleues

34. Collisions entre galaxies Lorsque 2 galaxies entrent en collision mouvements de rotation transformés en mouvement au hasard (dispersion des vitesses) disques elliptiques (plate) (sphérique)

35. Collisions (NGC 7252) • Collisions de 2 disques: • Partie centrale stabilisée elliptique (pcq temps dynamique court) • Partie extérieure perturbée chaos + formation d’étoiles (pcq temps dynamique long)

36. Collisions (NGC 7252)

37. Collisions (NGC 4038-9)

38. Collisions entre galaxies

39. Collisions

40. Interactions entre galaxies

41. Interactions HST formationd’étoiles

42. Évolution des galaxies en amas

43. Évolution des galaxies en amas

44. Évolution des galaxies en amas • Phénomène de ségrégation: • E & S0 au centre • S en périphérie • Collisions entre galaxies: (S + S -> E) • Cannibalisme galactique: (E géante [cD] bouffe les S)

45. Évolution des galaxies en amas • Phénomène de ram pressure : Spirale se fait arracher sa composante gazeuse par le milieu intergalactique S -> S0

46. HDF (Hubble Deep Field)

47. HDF-IR (Hubble Deep Field)

48. Évolution des galaxies

49. Dynamique des amas de galaxies • Amas de galaxies (diam. < 5 Mpc) • Équilibre: gravité dispersion des vitesses • Théorème du viriel: MA = 6s2R/G s = dispersion des vitesses (km/sec) R = rayon de l’amas (Mpc)

50. Dynamique des amas de galaxies MA = 6s2R/G s~ 1000 km/sec R ~ 0.5-2.5 Mpc MA~ 7 x 108 (1000)2 (0.5-2.5) MA~ 1014 – 1015 Msol