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PHYSIQUE DES GALAXIES

PHYSIQUE DES GALAXIES. COURS 5. Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris). Plan du cours. Historique Principales techniques d’observation Morphologie des galaxies Distances des galaxies

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PHYSIQUE DES GALAXIES

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  1. PHYSIQUE DES GALAXIES COURS 5 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

  2. Plan du cours • Historique • Principales techniques d’observation • 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 • Distribution des galaxies dans l’Univers • Notions sur la formation et l’évolution des galaxies • Groupes et amas de galaxies

  3. Formation des galaxies • Principales questions : • Comment se forment les galaxies ? • Quand se sont-elles formées ? • Quels facteurs déterminent le type de galaxie qui va se former ? • Relation(s) entre formation d’étoiles et formation des galaxies ? • Deux approches complémentaires : • Remonter dans le temps à partir de ce qu’on observe aujourd’hui • Voir comment l’Univers a pu évoluer à partir des conditions initiales qu’on lui attribue

  4. Hypothèses dans le cadre de la théorie du Big Bang • L’Univers a environ 13.7 milliards d’années • L’expansion (loi de Hubble) existe depuis le Big Bang (BB), mais son taux peut avoir varié • Univers primordial très chaud et très dense ; température et densité constants à un instant donné dans l’Univers mais avec de faibles fluctuations • Durant expansion/refroidissement, création de particules (protons, neutrons…) à partir de quarks • Charge électrique totale nulle : autant de protons que d’électrons • Les premières minutes après le BB, formation de noyaux d’hélium, d’où matière baryonique = environ 76% H et 24% He • Existence aussi de matière non baryonique

  5. Origine des galaxies • Fluctuations de densité • Existence de zones plus denses • Accrétion accrue de matière (instabilité gravitationnelle) • « Proto-galaxies » à partir desquelles se sont formées les galaxies • Processus dit « monolithique » : chaque proto-galaxie va s’effondrer (« gravitational collapse ») pour donner une galaxie, contenant de la matière baryonique et de la matière non-baryonique (la matière noire) • Problème : la matière noire doit jouer un rôle important mais on ne connaît pas sa nature !

  6. Le scénario matière noire froide ou CDM (cold dark matter) • Matière noire constituée de particules ayant vitesse << c • Simulations numériques de « collapse » montrent formation de structures de 106 M0 • Ces structures fusionnent (un certain nombre de fois) pour créer des galaxies de masse typique 1011 M0 • Ce scénario est appelé « hiérarchique » ou « bottom-up »

  7. Arbres de fusions

  8. Le scénario matière noire chaude ou HDM (hot dark matter) • Matière noire constituée de particules ayant vitesse comparable à c • Fluctuations de densité à petite échelle disparaissent • Simulations numériques montrent formation de structures de masse >> masse des galaxies individuelles • Ces structures se fragmentent ensuite pour créer des galaxies de masse typique 1011 M0 • Ce scénario est appelé « top-down  » • Problèmes : • Observations semblent indiquer que petites structures se sont formées avant les grandes (la plupart des amas observés à z~2 semblent encore en formation) • Structures à très grande échelle prédites semblent différentes de ce qu’on observe

  9. Le processus CDM • Difficulté : il faut inclure les effets de la formation d’étoiles dans les simulations numériques • La formation des galaxies elliptiques par fusion s’explique bien • La formation des spirales pose problème : on forme des spirales de 106 M0 mais pas plus • Une possibilité : on obtient des galaxies elliptiques de 1010-12 M0 qui peuvent accréter de la matière du milieu environnant ; si cette matière a moment angulaire suffisant elle peut former un disque • En faveur de cette idée : bulbes des spirales et elliptiques ont mêmes propriétés

  10. Les fonctions de luminosité des galaxies La formule de Schechter Ajustement = minimiser le χ2 En haut : Mlim=-16, α =-1.6, M*=-20.1 En bas : Mlim=-17, α =-1.4, M*=-20.0

  11. Evolution en luminosité des galaxies isolées • Evolution des galaxies dépend de l’environnement (fusions) et de l’évolution propre de la galaxie (étoiles, gaz) • Lumière émise par une galaxie = somme des lumières émises par les étoiles qui la forment • Donc évolution = taux de formation d’étoiles (Star Formation Rate, ou SFR) + évolution de chaque étoile • SFR dans les elliptiques a été élevé dans le passé mais est quasi nul maintenant • SFR dans les spirales : dans les Sa, SFR décroît avec le temps comme dans les elliptiques mais beaucoup moins vite, et est a peu près constant dans les Sc

  12. La formation stellaire était beaucoup plus importante dans le passé (il y a 8-10 milliards d’années) que maintenant M0 Mpc-3 yr-1 Schaefer et al. 2002, ApJL Madau et al. 1996, MNRAS 283, 1388 Lanzetta et al. 2002, ApJ 570, 492 Steidel et al. 1999, ApJ 519, 1

  13. Le diagramme de Madau étendu à z=11 grâce à Alma Bouwens et al. 2013, ApJ 765, 16

  14. Effet Butcher-Oemler : proportion de galaxies bleues beaucoup plus grande dans amas lointains que dans amas proches

  15. Evolution chimique des galaxies isolées • Les plus faciles à modéliser • Premières étoiles = H+He (Population III) • Explosions de supernovae enrichissent générations suivantes d’étoiles en éléments lourds • Donc composition chimique des étoiles et du MIS (milieu interstellaire) changent avec le temps • Problème : il n’y a presque pas de galaxies isolées !

  16. Evolution morphologique • Observations du Hubble Deep Field semblent montrer que près de 25% des galaxies lointaines étaient irrégulières contre 7% aujourd’hui • Rôle des fusions/interactions de galaxies • Rôle des poussières (mal connu)

  17. Conclusions • Les galaxies n’ont pas pu se former à un moment unique de l’histoire de l’Univers • Hypothèses Big Bang + CDM et formation « bottom-up » des galaxies : simulations numériques globalement en accord avec les observations MAIS… • Certaines propriétés observées ne sont pas en accord avec prédictions des modèles

  18. Conclusions (suite) • Approche semi-analytique et approche hybride (analytique + numérique) reproduisent bien : • les fonctions de luminosité des galaxies à différentes longueurs d’onde et leur évolution au moins jusqu’à z=3 • les corrélations entre les différentes propriétés des galaxies (contenu gazeux, masse, couleur, type)

  19. MAIS … • la pente des fonctions de luminosité calculée est de l’ordre de -1.5 à -1.3 alors que la pente observée est plutôt -1.0 ; explications possibles : - effets de sélection sur les données ? - modélisation incomplète des vents galactiques ? - chauffage du milieu inter galactique par premières étoiles, noyaux actifs et/ou supernovae primordiales ? • relations entre matière et lumière mal connues • comptages de galaxies dans domaine submillimétrique mal reproduits (galaxies des modèles ne sont pas assez lumineuses dans ce domaine ; poussières mal prises en compte ?) • couleurs des galaxies lointaines mal prédites

  20. Formation des amas de galaxies • Dans le scénario « Cold Dark Matter » les galaxies se sont formées, puis les amas, qui comprennent des galaxies, du gaz très chaud et de la matière noire • Le gaz devait être très chaud dès la formation des amas, et sauf tout au centre de certains amas il n’a pas eu le temps de se refroidir depuis la formation de l’amas

  21. Croissance de la masse des amas avec le temps Reichert et al. (2011) A&A 535, 4 temps

  22. Plan du cours • Historique • Principales techniques d’observation • 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 • Distribution des galaxies dans l’Univers • Notions sur la formation et l’évolution des galaxies • Groupes et amas de galaxies

  23. Les groupes et amas de galaxies • Les amas de galaxies comprennent : • des galaxies (quelques centaines à plusieurs milliers) visibles surtout en lumière visible • du gaz très chaud émettant en rayons X • de la matière noire (ou sombre) George Abell (1927-1983) Fritz Zwicky (1898-1974) Gaz chaud Galaxies Amas de galaxies

  24. Un amas célèbre : Coma(la chevelure de Bérénice) Coma en lumière visible Satellite XMM-Newton Satellite Chandra Coma en rayons X

  25. Caractéristiques des amas Les amas de galaxies sont les plus grandes structures de l’Univers liées par la gravité Dimensions : quelques Mpc Masse : de l’ordre de 1015 M0 1 Mpc ~ 3 1022 m (Mpc = Megaparsec) 1 M0~ 2 1030 kg (masse du Soleil)

  26. Qu’arrive-t-il aux galaxies dans les amas ? • Les galaxies elliptiques sont probablement formées par la fusion de galaxies (elliptiques ou spirales) • Dans les amas, on observe plus de galaxies elliptiques dans les régions centrales, et plus de spirales dans les zones extérieures • Dans les zones extérieures on voit aussi des spirales où la formation d’étoiles est intense, donc on pense que ce sont des galaxies en train de « tomber » sur l’amas : le gaz est alors comprimé et des étoiles se forment

  27. Le gaz des galaxies peut aussi être arraché par leur mouvement dans le gaz inter-amas, ce qui va au contraire diminuer le taux de formation d’étoiles • « Ram pressure stripping », déficience HI : la pression exercée par le gaz interamas arrache leur gaz aux galaxies • « Harrassment » : les fusions et interactions de marée successives arrachent aussi du gaz aux galaxies • « Starvation/strangulation » : du fait de la diminution du gaz disponible, le taux de formation d’étoiles diminue

  28. Un moyen d’analyse pour les galaxies : les fonctions de luminosité • Les fonctions de luminosité (FDL) des galaxies dans les amas nous renseignent sur la proportion de galaxies à différentes magnitudes • La pente de la FDL aux faibles magnitudes semble dépendre de l’environnement : elle est plus plate au centre des amas (les galaxies faibles sont accrétées par les grosses galaxies) et plus « pentue » dans les zones externes

  29. Exemple de Coma Lobo et al. 1997, A&A 317, 385

  30. La relation couleur-magnitude Abell 496 Coma Adami et al. 2006, A&A 459, 659 Boué et al. 2008, A&A 479, 335

  31. Les amas sont aussi des lentilles gravitationnelles Amas de Galaxies Galaxie Lointaine Observateur

  32. Effet de lentille gravitationnelle fort (strong lensing) au centre • Effet de lentille gravitationnelle faible (weak lensing) à grande échelle Rayon d’Einstein des amas Les plus massifs : 10-45” Ned Wright, UCLA

  33. DÉCOUVERTE DU PREMIER ARC GÉANT : ABELL 370 Zamas = 0.375 Z source = 0.725 Soucail et al. (1987) A&A 172, L14

  34. MS 2137 - 23 Zamas = 0.33 Zsource = 0.913

  35. ABELL 2218 Zamas = 0.1710 HST 04/1995 W. Couch (UNSW), NASA

  36. RDCS152.9-2927 à z=1.237 Mosaique 4 ACS pointages, total de 20 orbites dans la bande z, 12 orbites dans la bande i combinées avec de l’imagerie profonde ISAAC Champs : 4’x4’ (2x2 Mpc) 2’x2’ (1x1 Mpc) 1’x1’ (0.5x0.5 Mpc) 0.5’x0.5’ (0.25x0.25 Mpc) HST/ACS i & z + ISAAC/VLT Ks P. Rosati

  37. Arc A Arc B Arcs gravitationnels découverts dans l ’amas RDCS1252 à z=1.24 Galaxie à z= 3.36

  38. RÉSUMÉ • L’effet de lentille gravitationnelle FORT permet : • de déduire la distribution de masse dans l’amas-lentille ; la masse totale de l’amas ainsi déduite est en général en bon accord avec celle calculée à partir de l’émission de l’amas en rayons X • d’observer des galaxies très lointaines (z>5) qu’on ne détecterait pas autrement • L’effet de lentille gravitationnelle FAIBLE permet, par l’analyse des déformations de très nombreuses galaxies, de déterminer le cisaillement (« shear ») dû à l’effet gravitationnel de l’amas

  39. Les amas de galaxies en rayons X • On observe le ciel en rayons X grâce à des satellites, car les rayons X sont absorbés par l’atmosphère terrestre et ne parviennent pas au sol • Actuellement, trois grands satellites X sont en orbite : XMM-Newton (européen), Chandra (américain) et Suzaku (japonais) • Leurs propriétés (respectivement : sensibilité, résolution spatiale et résolution en énergie), sont complémentaires

  40. Quelques exemples d’images d’amas en rayons X Abell 2142 (z=0.09) L’amas du Centaure (z=0.011)

  41. Abell 426 (Persée) (z=0.0179) Lumière visible Rayons X

  42. L’amas en fusion Abell 754 (z=0.0535) En couleurs : carte de densité en lumière visible En blanc : isocontours en rayons X (Rosat PSPC) Zabludoff & Zaritsky (1995) ApJ 447, L21

  43. L’amas en fusion Abell 3376 (z=0.046) Durret et al. 2013, A&A 560, 78

  44. Deux amas en fusion plus lointains

  45. Les amas de galaxies en X apparaissent comme des sources diffuses et étendues • Ce gaz est fortement ionisé (FeXXV, FeXXVI) • L’élément majoritaire dans l’univers étant H (hydrogène), ce plasma est essentiellement composé de protons et d’électrons • Luminosité X ~ 1037 W • Les électrons du gaz sont freinés lorsqu’ils passent près des protons et émettent des photons X par rayonnement de freinage (bremsstrahlung) • Emissivité où T=température du gaz (dix à cent millions de degrés), n=densité électronique

  46. Les spectres en rayons X Ces spectres sont interprétés comme dus à un gaz très chaud (des millions de degrés) et très peu dense (108 particules par mètre cube, alors que l’atmosphère terrestre au niveau de la mer en contient environ 1025 par mètre cube) Raie du fer Le spectre X de L’amas Abell 85 (z=0.055) Satellite XMM-Newton

  47. Les spectres en rayons X nous permettent d’estimer : • la température et la densité du gaz • la variation de ces quantités en fonction de la distance au centre de l’amas • l’abondance des éléments « lourds » qui ont été fabriqués dans les étoiles et rejetés dans le milieu intergalactique, en particulier le fer

  48. Que nous apprennent les images en rayons X ? • Les amas ne sont pas souvent des structures lisses et homogènes (amas dits « relaxés ») • Les fusions d’amas sont fréquentes • Même quand l’émissivité en rayons X semble homogène, les cartes de température et de métallicité montrent que ce n’est pas toujours le cas

  49. Abell 496 : un amas qui semblait « relaxé » Cartes obtenues à partir de données XMM-Newton Température Métallicité Emissivité

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