PHYSIQUE DES GALAXIES

1. PHYSIQUE DES GALAXIES COURS 2 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris et Université Pierre et Marie Curie)

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. QUE CONTIENT UNE GALAXIE ? • des étoiles • du gaz neutre et/ou ionisé • des poussières • de la matière noire En quoi diffèrent les divers types de galaxies ? Les contenus en étoiles, gaz et poussières sont différents selon les types de galaxies Les elliptiques contiennent très peu de gaz et de poussières et sont principalement constituées d’étoiles vieilles ; il ne s’y forme plus d’étoiles (il ne reste plus de gaz pour en former) Les spirales sont beaucoup plus riches en gaz et il continue à s’y former des étoiles dans le disque, en particulier dans les bras spiraux

4. Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? • Par l’imagerie dans différentes bandes, on peut voir que : • Les elliptiques et lenticulaires émettent plus de lumière dans le rouge que dans le bleu : elles sont riches en étoiles rouges, donc froides et vieilles ; tout le gaz a servi à former des étoiles, donc il n’en reste quasiment plus • Les disques et bras spiraux des galaxies spirales sont riches en gaz et il s’y forme encore des étoiles ; la présence d’étoiles jeunes donne donc aux bras spiraux une couleur bleue

6. Comment observe-t-on les étoiles dans les galaxies? • 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

7. Spectres de deux galaxies lointaines(z=3) ramenées à décalage spectral nul. Les spectres à z=0 (NGC 4214) et z=3 se ressemblent

8. Modèle Spectre observé Résidus (spectre-modèle) Ajustement d’un spectre de galaxie par un modèle de population stellaire

9. Populations stellaires : quelques résultats • Métallicité et âge des étoiles augmentent avec la masse stellaire (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

10. 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 • Gaz neutre, moléculaire, ionisé Masse Nuage T Densité HI Orion HII H2 Poussière (K) Msol Msol cm-3

11. Observation de l’hydrogène neutre (HI) On observe le gaz neutre par la raie à 21 cm, raie de transition hyperfine à 21 cm (dans le domaine radio) On peut cartographier la distribution du gaz neutre On peut estimer 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

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

13. L’HYDROGÈNE NEUTRE (HI) DANS M 101s’étend beaucoup plus loin que les étoiles Isocontours à 21 cm de la galaxie spirale M 101 superposés sur l’image optique

14. Andromède en lumière visible (noir et blanc) et en CO (en orange)

15. 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)

16. Le gaz ionisé : Ha Comparaison HI / Ha

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

18. 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

19. 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 – satellite Spitzer)

20. MESSIER 104 Type Sa bande de poussières

21. Galaxies de divers types cartographiées à 24 μm par Spitzer Bendo et al. (2007) MNRAS 380, 1313

22. Les poussières (suite) Plus la longueur d’onde d’observation est grande, plus les poussières que l’on détecte sont froides (corps noir) Les poussières sont principalement constituées de silicates et de graphite (diamètre moyen de l’ordre de 0.5 μm)

23. La matière noire • Courbes de rotation plates impliquent présence de masse invisible : la matière noire (cf. chapitre « cinématique des galaxies ») • Présence de matière noire dans les amas de galaxies (cf. chapitre « amas de galaxies »)

24. 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

25. ET EN PLUS ELLES TOURNENT ! MESURE DE LA ROTATION D’UNE GALAXIE

26. Le gaz ionisé : Hα Champ de vitesse Fridman et al. 2001, A&A 371, 538

27. Les courbes de rotation du gaz et des étoiles • Gaz : raies d’émission en lumière visible ou émission à 21cm de l’hydrogène neutre HI (dans le domaine radio) • Etoiles : raies d’absorption dans le visible • Les propriétés cinématiques du gaz et des étoiles ne sont pas toujours identiques

28. Etoiles : raies d’absorption dans le visible : exemple du triplet du calcium Galaxie Etoile

29. Las Campanas WHT (Canaries) IC 184 Courbes de rotation du gaz (noir, vert), des étoiles (bleu) et modèle (rouge) Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

30. Exemples de contre-rotation dans les régions centrales NGC 6860 Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

31. QUELQUES COURBES DE ROTATION Casertano & van Gorkom (1991) AJ 101,1231

32. Les disques des galaxies spirales sont aplatis parce que les spirales tournent sur elles-mêmes à grande vitesse (plusieurs centaines de kilomètres par seconde) • Les propriétés cinématiques des galaxies spirales peuvent être modifiées par des interactions avec d’autres galaxies, et/ou par la présence d’une forte concentration de matière en leur centre (cas des galaxies à noyau actif)

33. Il est beaucoup plus difficile de détecter la rotation des galaxies elliptiques (pas de raies d’émission, car pas de gaz, et rotation très lente) • On peut par exemple mesurer les vitesses des nébuleuses planétaires pour mesurer la rotation des galaxies elliptiques (cf. Centaurus A, Lokas 2007)

35. La courbe de rotation des galaxies spirales ne décroît pas à grande distance du noyau présence d’un halo de matière noire On ne peut pas voir directement la matière noire, mais elle a des effets visibles sur les propriétés cinématiques Probablement halos massifs de grande taille autour des galaxies

36. LES MASSES DES GALAXIES Type Masse (M0) Elliptiques naines 106 Petites spirales 1010 Voie Lactée 1.5 1011 Grandes spirales 3 1011 Elliptiques géantes 1013 1M0 = 2 1030 kg = masse du Soleil Cette masse est principalement sous la forme d’étoiles (+ halo de matière noire)

37. Modèles de masses Blais-Ouellette et al. 2001, AJ 121, 1952

38. 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

40. Les galaxies en interaction On observe que les galaxies peuvent se regrouper par paires, petits groupes (quelques unités), grands groupes (quelques dizaines) et amas (jusqu’à plusieurs centaines). Dans certains cas, il peut y avoir fusion de deux ou plusieurs galaxies; ainsi il existe souvent au centre des amas de galaxies une galaxie « géante » qui a probablement accrété un certain nombre de galaxies environnantes. Notre Galaxie fait partie du « Groupe Local »

41. LE SYSTÈME EN COLLISION NGC 2207 / IC 2163

42. Les interactions de galaxies : généralités • Les galaxies peuvent passer l’une près de l’autre sans choc • Seule force mise en jeu : la gravitation • Très grand nombre de formes observées • Les énergies mises en jeu sont énormes : Mgal  1012 Mo = 2 x 1042 kg  E ~ 1053J V relative = 300 km/s • Il n’y a presque aucune véritable collision (choc de deux étoiles) Section efficace du soleil  1017 m2 Densité d’étoiles près du soleil  10-32 m -2  Probabilité de collision de deux étoiles  10-15 • Échelle de temps  300 x 106 ans  simulations numériques • Les étoiles sont un milieu sans collisions • Et pourtant le nombre de particules est très grand N ~1011 (paradoxe)

43. SIMULATIONS NUMÉRIQUES : PRINCIPE • Paramètres orbitaux : • Rapport des masses des deux galaxies : M2 / M1 • Vitesse relative à la distance minimum : V • Paramètre d’impact (distance minimum) : b • Angle d’attaque • Sens de rotation des deux galaxies • Paramètres de structure : Masses des composantes : bulbe, disque, halo et parfois barre • Évolution temporelle • Problème : beaucoup trop de possibilités ! • Avantage : on étudie PASSE et FUTUR

44. On définit S = Intensité de l’interaction agissant sur la galaxie primaire de masse M1 (la plus massive des deux galaxies) S proportionnelle à G M2 / b V vc G = constante de la gravitation M2 = masse compagnon b = paramètre d’impact V = vitesse relative à l’impact vc = vitesse de rotation de la galaxie primaire (la plus massive)

45. Toomre (1978)« The large scale structure of the universe »Proceedings of the Symposium, Tallin, Estonia, Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1978, p. 109 Décroissance du paramètre d’impact b ↓ ↓ temps

46. SIMULATIONS À N CORPS Vues de Face Vues de Profil

47. LES INTERACTIONS SANS DESTRUCTION DES DEUX GALAXIES • La matière est « tirée » par des forces gravitationnelles • Collision de deux disques gazeux : « Éclaboussures » de gaz et/ou Chauffage du gaz par ondes de choc • Selon l’inclinaison des disques, on a ou non des « ponts de matière » ou des « queues de marée » • Transfert de masse si l’inclinaison de l’orbite < 45 et si b < 2 R Gal sinon il y a des “ponts de matière” • Conséquence des transferts de matière : gaz comprimé  formation d’étoiles • Destruction totale si l’énergie mise en jeu (énergie cinétique)  énergie potentielle de liaison

48. LES RÉSULTATS D’INTERACTIONS • Les galaxies à anneau • Les coquilles autour des galaxies elliptiques • Les barres (formation/destruction) • Les bulbes « Boîtes » ou « Cacahuètes » • Le gauchissement du plan des galaxies à disque

49. LES GALAXIES À ANNEAU • Rares : M2 / M1  0.1 – 1 et collision de face • Onde de compression  formation d’étoiles dans l’anneau • Si la symétrie n’est pas totale, nombreuses formes possibles (« Champignon Sacré » ) • Si l’impact se produit plus loin du centre  spirale et étirement • Si impact dans le plan du disque, « dégâts » plus grands car l’interaction dure plus longtemps  épaississement du disque • Collisions « rétrogrades »  éventails (rares)

50. AM 1724 – 622 LE « CHAMPIGNON SACRÉ » pont de matière