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Morphologie et dynamique des galaxies M2 « Astrophysique et Milieux Dilués »

Morphologie et dynamique des galaxies M2 « Astrophysique et Milieux Dilués ». Hervé Beust. Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble. Morphologie et dynamique des galaxies. Zoologie des galaxies Gravitation et dynamique planétaire Dynamique stellaire Dynamique galactique.

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Morphologie et dynamique des galaxies M2 « Astrophysique et Milieux Dilués »

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  1. Morphologie et dynamique des galaxiesM2 « Astrophysique et Milieux Dilués » Hervé Beust Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble Master 2 AMD - Galaxies

  2. Morphologie et dynamique des galaxies • Zoologie des galaxies • Gravitation et dynamique planétaire • Dynamique stellaire • Dynamique galactique Master 2 AMD - Galaxies

  3. Morphologie et dynamique des galaxies • Zoologie des galaxies • Historique de la notion de galaxie • Classification des galaxies • Photométrie des galaxies • Répartition des galaxies dans l’Univers • Le contenu des galaxies • Cycle de fonctionnement d’une galaxie • Principaux résultats pour les divers types de galaxies • Gravitation et dynamique planétaire • Dynamique stellaire • Dynamique galactique Master 2 AMD - Galaxies

  4. Historique de la notion de galaxie • 1610 : Galilée résout la voie lactée en étoiles. • Fin XVIIIe siècle : Idée d’un système stellaire aplati centré sur le Soleil (Herschel). • 1784 – 1854 – 1888 (Lord Ross – Dreyer – Messier) : Catalogues d’objets diffus (mélangé)  Nébuleuses spirales ?? • 1915 : Shapley compte les amas globulaires  Le Soleil n’est pas au centre (à 15 kpc). • 1916 : Pease découvre la rotation de la Galaxie. • 1923 : Hubble identifie des Céphéides dans M31  d = 300 kpc (670 en fait)  C’est un système extragalactique L’étude des galaxies peut commencer • 1926 : Classification de Hubble, révisée ensuite par De Vaucouleurs Master 2 AMD - Galaxies

  5. Classification des galaxies • 13% Elliptiques (de E0 à E7) • 22% Lenticulaires (S0,spirales sans bras) • 61% Spirales (barrées et non barrées)(Sa-c, Sba-c) • 4% Irrégulières Master 2 AMD - Galaxies

  6. Classification Master 2 AMD - Galaxies

  7. Galaxie elliptique : M87 Master 2 AMD - Galaxies

  8. La galaxie sombrero (M104) : Lenticulaire Master 2 AMD - Galaxies

  9. Galaxie irrégulière : NGC 4449 Master 2 AMD - Galaxies

  10. Galaxie irrégulière : NGC 6822 Master 2 AMD - Galaxies

  11. Galaxie irrégulière : M82 Master 2 AMD - Galaxies

  12. Galaxies spirales Master 2 AMD - Galaxies

  13. M100 et NGC2997 : spirales Master 2 AMD - Galaxies

  14. NGC 1987 et NGC1300 : spirales barrées Master 2 AMD - Galaxies

  15. Morphologie des galaxies • Elliptiques : vues sous la forme d’une image elliptique d’axes aet b. On pose q=b/a. • Si ce sont des ellipsoïdes de révolution d’axes a0 et b0 (q0=b0/a0), inclinés de i par rapport au plan du ciel alors • Si i ≈ 0, alors q ≈ 1 q0. Statistiquement on ne trouve pas assez de q ≈ 1. Les galaxies elliptiques sont plutôt des objets non-axisymétriques, des ellipsoïdes à 3 axes inégaux a,b,c. Master 2 AMD - Galaxies

  16. Morphologie des galaxies • Lenticulaires : • Axisymétriques. Intermédiaires entre elliptiques et spirales; • Gros bulbe par rapport au disque; • Pas de bras. • Spirales : Systèmes axisymétriques à 3 sous-systèmes distincts: • Au centre : le bulbe≈ galaxie elliptique. • Autour : le disque = zone active, contient les bras spiraux et le gaz. • Tout autour : le halo, beaucoup moins dense mais peut-être massif. • Bras spiraux = ondes de densité… • Irrégulières : plusieurs sous-classes • Irrégulières magellaniques = Petites galaxies (109 – 1010 M) : Bulbe + barre + petit disque • Galaxies bleues compactes : très petites (108 M) ≈ grosses régions H II Master 2 AMD - Galaxies

  17. Magnitudes des galaxies • Magnitudes apparente et absolue : définition comme pour les étoiles: • Les magnitudes absolues des galaxies varient entre −22 et −18 • Loi de distribution empirique de Schechter (1976) • MAIS, la distribution varie suivant lestypes : • α≈ −1.7 pour les types tardifs (Irrégulières) : plus de petites galaxies • α≈ −0.7 pour les types précoces(Elliptiques) : pic dus aux bulbes Master 2 AMD - Galaxies

  18. Photométrie des galaxies (I) = détermination de la brillance superficielle (magnitude par seconde carrée) en divers points de l’image • Elliptiques et bulbes des spirales • Hubble (1920) : • De Vaucouleurs (~1950) : • Notion d’isophote = ligne de niveau de brillance superficielle • Rayon isophotal : r = √ A/π si A est l’aire enfermée par l’isophote I • Loi en r1/4 : • Il y a aussi les lois de King (galaxies tronquées) et de Nuker (plusieurs paramètres) Master 2 AMD - Galaxies

  19. Photométrie des galaxies (II) • Disques des spirales et des lenticulaires : • Freeman (1970) : • Sersic (1968, généralisation de la loi en r1/4) : • Pour n=4, on retrouve la loi en r1/4; pour n=1, on a une loi exponentielle • Il n’y a pas une simple transition de n=4 à n=1 du bulbe au disque d’une galaxie. S’y ajoute souvent une composante de type lentille. Master 2 AMD - Galaxies

  20. Répartition des galaxies dans l’Univers • Les galaxies ne sont pas des systèmes isolés. Elles se rassemblent en « associations » : • Paires = deux galaxies en interaction proche. Taille typique : 0. 1 MpcExemple : Nuages de Magellan / Galaxie • Groupes = quelques dizaines de galaxies liées gravitationnellement. Taille typique : 1 – 2 Mpc. 85% des galaxies sont dans des groupes. Exemple : Le groupe local • Amas = quelques milliers de galaxies. Amas réguliers et irréguliers. Taille typique : 10 Mpc. Exemple : Virgo, Coma • Superamas = associations de groupes et d’amas. Taille typique ⋍ 100 Mpc. Exemple : Le Superamas local • Hypergalaxie = regroupement plan des superamas proches(≲ 200 Mpc). Encore sujet à débat. Master 2 AMD - Galaxies

  21. Le voisinage solaire Master 2 AMD - Galaxies

  22. Le voisinage solaire (2) Master 2 AMD - Galaxies

  23. Le voisinage solaire (3) Master 2 AMD - Galaxies

  24. La Galaxie Master 2 AMD - Galaxies

  25. La Galaxie vue de dessus Master 2 AMD - Galaxies

  26. Les galaxies liées à la nôtre Master 2 AMD - Galaxies

  27. Le groupe local Master 2 AMD - Galaxies

  28. Les groupes de galaxies proches Master 2 AMD - Galaxies

  29. Les groupes de galaxies proches (2) Master 2 AMD - Galaxies

  30. Le superamas local Master 2 AMD - Galaxies

  31. Les superamas voisins Master 2 AMD - Galaxies

  32. Le contenu des galaxies : contenu stellaire On distingue Population I et Population II • Population I : • Etoiles jeunes • Etoiles bleues abondantes (type O, B) qui dominent la luminosité • Métallicité élevée  Dans les bras des Spirales et les Irrégulières • Population II : • Etoiles vieilles • Luminosité dominée par les géantes / supergéantes rouges (type M) • Faible métallicité  Dans les amas globulaires, les Elliptiques et le bulbes des Spirales Master 2 AMD - Galaxies

  33. Composition chimique : métallicité Hydrogène X = mH / M Soleil = 0.695 + Y = mHe / M Soleil = 0.285 + Z = mReste / M Soleil = 0.0169 -------------------- X + Y + Z = 1 Etoile de masse M Hélium • Z = métallicité = témoin des conditions de formation de l’étoile • Population I = Z élevé (⋍ Soleil) • Population II = Z faible (⋍ 0.001) • Etoile jeune : Z élevé • Etoile âgée : Z faible Autres éléments Master 2 AMD - Galaxies

  34. Le contenu des galaxies : milieu interstellaire • Dans les Elliptiques : moins de 0.1% de la masse • Dans les Spirales : 5 à 10% de la masse • Dans les Irrégulières : Plus de 30% • On y trouve: • Du gaz : Atomique Neutre (H I) Ionisé (H II) Moléculaire (H2) Plusieurs types Associé aux Nuages Moléculaires de nuages Etoiles chaudes (O,B) géants (GMC) • Des poussières (⋍10% de la masse) • Pour l’observer : • Poussières : Extinction • H I : Raie à 21 cm (radio) • H II : Difficile, pas de raies ⟹ Raie Hαde H I(6562 Å) + O II (9727 Å) • H2: Pas directement (molécule symétrique), mais via la molécule CO dans le millimétrique (molécule abondante, grande résolution, pas d’extinction) Master 2 AMD - Galaxies

  35. Les poussières dans le milieu interstellaire • Comment les voir ? • Indirectement : trous dans la Voile lactée • Directement : Nébuleuses par réflexion (diffusion de la lumière d’une étoile chaude par les poussières) • Effet principal : Extinction A⋍0.8 Mag / kpc • En réalité, A dépend de la longueur d’onde A = 〔f(λ)+1〕AV • Résultat principal : A ∝ 1/λ  S’explique par la nature diélectrique des grains 0.1 – 10μm • Mais bosse à 2200 Å ?? • Grains de graphite 0.02 μm ouC60 Fullerène ? • Conséquences : rougissement + difficulté d’observation à courte longueur d’onde Master 2 AMD - Galaxies

  36. Le contenu des galaxies : Trous noirs supermassifs • Il y a probablement au centre de chaque galaxie un trou noir supermassif de plusieurs millions de masses solaires. • On distingue deux cas : • Galaxie non active : Le trou noir n’intervient que par sa masse⟹ Détecter des mouvements orbitaux au plus proche du centre • Galaxie active : Le trou noir accrète de la matière ⟹ LuminositéOn estime la masse en disant Ce qui permet d’estimer M en mesurant L. On trouve 106 – 1010 M⨀ Master 2 AMD - Galaxies

  37. Cycle de fonctionnement d’une galaxie Formation Etoiles Gaz interstellaire • Mais le Z est inhomogène : il décroît d’un facteur 3-4 du centre du disque vers les bords • On ne connaît pas d’étoile avec Z = 0. Conséquence Résidus non lumineux Gaz intergalactique ? Pop I Le Z augmente dans la galaxie Pop II Master 2 AMD - Galaxies

  38. Résultats concernant les principaux types de galaxies • Elliptiques: • Peu d’activité – quasiment pas de gaz interstellaire (pas assez….) • Population II de grande métallicité  Ce sont des galaxies très évoluées • Lenticulaires: • Contenu stellaire ⋍ Elliptiques • Peu d’activité (pas de régions H II) • Pas de formation stellaire • Plus de gaz que dans les Elliptiques  Pourquoi la formation stellaire s’y est-elle arrêtée ? Fonction de l’environnement ? Master 2 AMD - Galaxies

  39. Résultats concernant les principaux types de galaxies (II) • Spirales: • Bulbe et disque très différents • Bulbe pris isolément ⋍ galaxie Elliptique : Population II, pas de gaz  plus vieux • Disque = système beaucoup plus jeune : gaz interstellaire (5-10%), Population I, activité de formation stellaire, régions H II (⟹ étoiles chaudes, donc jeunes)  Système en évolution • Le H I s’étend plus loin que les étoiles. • La distribution est parfois dissymétrique • Le H I est lié aux bras spiraux (contraste de densité 3-5). Le gaz est plus affecté par la structure spirale que les étoiles • Le H II est lié à H I et présente parfois une région annulaire Master 2 AMD - Galaxies

  40. Résultats concernant les principaux types de galaxies (III) • Irrégulières: • Beaucoup de gaz : 30% • Etoiles de faible métallicité  Ce sont des galaxies peu évoluées • Beaucoup d’étoiles jeunes, avec formation stellaire très (trop ?) active • Exemple : galaxies bleues compactes • Elles ressemblent à de grandes régions H II • On y trouve surtout des étoiles chaudes et massives (types O-B) • Très fort taux de formation stellaire  Au point qu’à ce rythme , tout le gaz risque d’être consommé rapidement… Episode de flambée de formation stellaire ? Pourquoi ? Master 2 AMD - Galaxies

  41. Morphologie et dynamique des galaxies • Zoologie des galaxies • Gravitation et dynamique planétaire • L’interaction de gravitation • Le problème des deux corps et les lois de Kepler • Le problème Képlérien perturbé et les théories planétaires • Les résonances • Dynamique stellaire • Dynamique galactique Master 2 AMD - Galaxies

  42. L’interaction de gravitation • La force de gravitation est la plus faible des forces fondamentales. • Mais c’est la seule qui est toujours attractive et qui agit à grande distance ( r-2)  C’est elle qui régit les interactions à grande distance dans l’Univers • Les forces électromagnétiques sont écrantées à grand distance par la neutralité; • Les forces nucléaires n’agissent qu’à très courte distance ( e-r) • Elle vérifie le principe d’équivalence : Elle est proportionnelle à la masse  masse grave = masse inerte • Vérifié expérimentalement à mieux que 10-17 près • G = Constante de la gravitation = 6.6732 x 10-11 m3 s-2 kg-1 • Force petite, à longue portée, toujours attractive, inexacte Licence 3 - Gravitation

  43. La gravitation universelle (Newton 1687) • Deux corps ponctuels de masses m1 et m2 s’attirent en raison inverse de leur distance r :m1 l l m2 r • G = Constante de la gravitation = 6.6732 x 10-11 m3 s-2 kg-1 • Force petite, à longue portée, toujours attractive, inexacte • Théorie plus exacte : Relativité Générale (Einstein 1916) Licence 3 - Gravitation

  44. Le potentiel gravitationnel • La force de gravitation dérive d’une énergie potentielle • On place l’origine du repère à la masse 1, on raisonne en coordonnées sphériques (r,θ,φ). La force F1→2 s’écrit : • Le potentiel gravitationnel créé par m1, c’est Ep/m2 Licence 3 - Gravitation

  45. Théorème de Gauss • Une distribution continue de matière de mass volumique  crée le potentiel • Cette équation peut s’inverser pour donner l’équation de Poisson • Théorème de Gauss : Le flux du champ gravitationnel à travers une surface fermée est égal à 4G  la masse à l’intérieur • Se démontre avec Ostrogradsky : Licence 3 - Gravitation

  46. Potentiel d’un corps étendu • Pour un corps étendu de symétrie sphérique, le champ g(r) est nécessairement radial dirigé vers le centre. • C’est la même expression que pour un corps ponctuel ! • Si le corps n’a pas la symétrie sphérique, on développe le potentiel en harmoniques sphériques Licence 3 - Gravitation

  47. Potentiel d’un corps étendu • Développement en harmoniques sphériques : • Les Pn sont les Polynômes et fonctions de Legendre. • Les Jn, cn,p et sn,p sont des coefficients numériques. Pour la Terre : Licence 3 - Gravitation

  48. Le problème des N corps = Trouver le mouvement de N points matériels d’attirant mutuellement selon la loi de Newton • N petit (≲100): Mécanique Céleste :On décrit le mouvement de chaque point. • N grand: Dynamique stellaire :On ne s’intéresse qu’aux propriétés statistiques du système. • Equation de base: • Tout est là : Système différentiel d’ordre 6N • On ne connaît de solution exacte que pour N=2 ⟹ lois de Képler • Pour N>2, on a quelques intégrales premières globales : 10 constantes • Centre de gravité : • Moment cinétique • Energie Licence 3 - Gravitation

  49. Le problème des 2 corps  C’est le seul pour lequel on connaît une solution exacte • Equations pour les deux corps • On fait la différence • C’est le problème Képlérien : • La résolution du problème relatif est équivalente à celle d’un point matériel attiré par un centre massif de masse m1+m2. La résolution de ce problème conduit aux Lois de Képler. • Il y a plusieurs méthodes de résolution : Formules de Binet, intégrales premières, etc… Licence 3 - Gravitation

  50. Les lois de Képler • Elles découlent de la loi de la gravitation universelle, et régissent le mouvement relatif de deux corps qui s’attirent selon la loi de Newton • Elles ont été découvertes expérimentalement par Képler avant la formulation de la gravitation universelle par Newton. • Elles décrivent le mouvement des planètes avec une assez bonne approximation. Licence 3 - Gravitation

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