2015 rattrapage

EXAMEN M1
Cours de Florence DURRET
Rattrapage, 4 janvier 2016
1) Amas de galaxies (sur 7 points)
a) Qu’est-ce qu’un amas de galaxies et quelles sont ses principales
composantes ? Quelles sont les techniques d’observation des amas de
galaxies ?
Un amas de galaxies comprend des galaxies (quelques centaines à
quelques milliers), du gaz très chaud et très peu dense émettant en rayons
X et de la matière noire. On observe les galaxies principalement dans les
domaines UV, optique et infrarouge avec des télescopes au sol ou dans
l’espace, en imagerie et en spectroscopie. On observe le gaz chaud en
rayons X grâce à des télescopes montés sur des satellites pour s’affranchir
de l’absorption par l’atmosphère terrestre.
b) L’amas de galaxies Abell 496 est à un décalage spectral z=0.033.
On souhaite obtenir une image des galaxies de cet amas dans la raie Hα,
dont la longueur d’onde au repos est 656.3 nm.
La figure ci-dessous montre les courbes de réponse de différents filtres
disponibles. Le(s)quel(s) choisir ? Comment va-t-on s’y prendre pour mesurer le
flux dans la raie Hα ?
La raie Hα au redshift z=0.033 de l’amas se trouve à la longueur d’onde
λ= (1+z) x 656.3 = 677.96 nm (valeur qui correspond au trait vertical).
On va donc utiliser un filtre contenant cette longueur d’onde : ESO857 (bleu
clair) ou ESO868 (violet).
On va ensuite observer l’amas avec un filtre ne contenant pas cette raie, par
exemple ESO869 (en vert). On pourra soustraire cette deuxième image à la
première, ce qui permettra de soustraire la contribution du continu, pour
obtenir l’image seulement dans la raie Hα.
c) Quelle quantité pourra-t-on estimer à partir du flux dans la raie Hα ?
On pourra déduire du flux dans la raie Hα la luminosité dans la raie Hα, puis
le taux de formation d’étoiles (en Anglais star formation rate, ou SFR) qui
est proportionnel à la luminosité dans la raie Hα (relation de Kennicutt).
d) Quel type de galaxies s’attend-on à détecter principalement ? Pourquoi ?
La raie Hα est émise par des nuages de gaz qui sont ionisés par des étoiles
chaudes. Ces étoiles chaudes sont jeunes, et on les observe donc dans
des galaxies à fort taux de formation d’étoiles, c’est-à-dire dans des
galaxies spirales.
e) Comment savoir si ces galaxies font bien partie de l’amas ?
Pour que l’appartenance de ces galaxies à l’amas soit certaine, il faut en
prendre un spectre et vérifier que le redshift de la galaxie est voisin de
z=0.033.
2) Distance et magnitudes des galaxies (sur 7 points)
a) On veut mesurer la distance de la galaxie d’Andromède à l’aide d’étoiles
Céphéides. Expliquer comment procéder.
Les Céphéides sont des étoiles variables dont la magnitude absolue M varie
avec une période P selon une loi de la forme M=alogP+b.
Les constantes a et b peuvent être déterminées pour des Céphéides de
notre Galaxie dont on a pu déterminer la distance par une autre méthode,
par exemple par la mesure de leur parallaxe.
Connaissant a et b, la mesure de la période P permet alors de calculer la
magnitude absolue M.
On mesure ensuite la magnitude apparente m de l’étoile et on peut ainsi
calculer la distance D grâce à la relation m-M = 5logDpc – 5, où Dpc est la
distance en parsecs.
b) Quelles sont toutes les sources d’erreur possibles de cette méthode ?
Les sources d’erreur sont principalement les mesures des magnitudes
apparentes et le fait qu’il y ait deux séquences de Céphéides quand on trace
le diagramme de M en fonction de logP (voir cours).
c) Une galaxie G1 est située à la distance D1 et une galaxie G2 est située à la
distance D2. Si le rapport des flux reçus de ces deux galaxies est F1/F2 = 9,
quel est le rapport des distances D1/D2 ?
J’aurais dû préciser deux galaxies de même luminosité, sans quoi le
problème n’a pas de solution, je vous fais toutes mes excuses. Comme de
toutes façons tout le monde a supposé que les galaxies avaient la même
luminosité, tout le monde a eu un point à cette question, alors cela ne change
rien, mais je suis désolée si mon erreur dans l’énoncé a pu vous déstabiliser.
Le flux F est proportionnel à L/D2, où L est la luminosité. Si les deux galaxies ont
la même valeur de L, alors si F1/F2 = (D2/D1)2 = 9, on a D2/D1=3, ou
D1/D2=1/3.
d) Si on observe G1 pendant un temps de pose de 1 heure, quel sera le temps
de pose sur G2 pour obtenir un rapport signal sur bruit équivalent ?
Pour avoir le même signal sur bruit que sur G1, il faut que le temps de pose sur
G2 soit de 9 heures.
e) On prend un spectre de la galaxie G1 et on détecte la raie Hα à la longueur
d’onde de 662.86 nm. Sachant que la longueur d’onde de cette raie au
repos est 656.3 nm, calculer le décalage spectral (redshift) de G1 et sa
distance D1, en prenant pour la constante de Hubble la valeur H0=72
km/s/Mpc.
Le redshift de G1 est z = (λ-λ0)/ λ0 = (662.86-656.3)/656.3 = 0.01
La distance D1 est D1=cz/H0 = 0.01x300000/72 = 41.7 Mpc
f) Si la galaxie G1 a pour magnitude apparente m1=15, quelle est sa magnitude
absolue M1 ?
La magnitude absolue de G1 est telle que m1-M1 =5logD1pc -5. Avec m1=15
et D1=41.7 Mpc = 41.7x106 pc on obtient M1 = -18.1.
3) Galaxies, questions générales (sur 6 points)
a) Qu’appelle-t-on séquence de Hubble des galaxies ? dessiner un schéma
Voir le schéma du diagramme de Hubble en forme de diapason dans le cours.
b) Quels sont les facteurs qui influencent l’évolution morphologique des galaxies ?
Les facteurs principaux qui influencent l’évolution morphologique des galaxies
sont les phénomènes de rencontres et de fusion des galaxies.
c) Quels sont les facteurs qui influencent l’évolution chimique des galaxies ?
Les facteurs principaux qui influencent l’évolution chimique des galaxies sont la
formation d’étoiles (qui peut être augmentée lorsque deux galaxies fusionnent)
et l’évolution séculaire des étoiles.