physique des galaxies

PHYSIQUE
DES
GALAXIES
COURS 4
Florence DURRET
(Institut d’Astrophysique de Paris)
1
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
2
Les galaxies à noyau actif ou AGN
(Active Galactic Nuclei)
• Définition : galaxies possédant en leur
centre une région très compacte et très
brillante
• Les AGN sont le siège de phénomènes
énergétiques très intenses
3
Historique
• Première mention par Fath (1909) ?
• Slipher (1917) : raies d’émission intenses dans le
spectre de NGC 1068
• Hubble (1926) : idem plus NGC 4051 et NGC
4151
• Seyfert (1943) : raies d’émission de haute
excitation dans les spectres, raies de
l’hydrogène souvent plus larges que les autres
• Woltjer (1959) : noyaux non résolus 1-100 pc et
largeur des raies larges implique masse centrale
1010 Msolaire si matière gravitationnellement liée
4
Schmidt (1963) découvre le quasar 3C 273
aspect stellaire
magnitude ~ 13
raies de Balmer à z=0.158
d’où magnitude absolue ~ -26.7 (environ 10 fois plus
brillante que les galaxies les plus brillantes)
Les quasars sont les régions centrales de galaxies
Difficulté d’observer la galaxie sous-jacente
Largeurs de raies en km/s:
Si une raie a pour largeur ∆λ à la longueur d’onde λ, on
peut convertir ∆λ en une vitesse v, avec v ~ c ∆λ / λ
5
Les différents types d’AGN
• Les quasars = les plus énergétiques (à toutes les
longueurs d’onde)
- raies d’émission interdites étroites (200-500 km/s) à
la fois de basse et de haute excitation
- raies permises larges (jusqu’à 104 km/s)
• Les Seyfert 1 : idem quasars mais moins énergétiques
• Les Seyfert 2 : toutes les raies d’émission sont étroites
• Les radio galaxies : spectres analogues aux Seyfert 1 et 2
mais émission radio intense (jets et/ou lobes radio)
• Les LINERS (Low Ionization Nuclear Emitting Regions) :
ressemblent aux Seyfert 2 avec raies de plus basse
excitation
• Les blazars ou BL Lacertae (BL Lac) : rayonnement
continu intense mais pas de raies (difficulté de déterminer
6
leur distance)
Quelques spectres de galaxies
de Seyfert
S. Collin
7
Un spectre de quasar lointain :
PC 1247+3406, z=4.897
Schneider et al. 1991, AJ 102, 837
8
Physique du gaz ionisé
• Raies étroites proviennent de la NLR (Narrow Line
Region)
[OIII] 4363/(4959+5007) donne température NLR
Température ~ (1.0-2.0) 104 K
[SII] 6717/6731 donne densité NLR
Densité 103-106 cm-3
• Raies larges proviennent de la BLR (Broad Line Region)
Densité ~109 cm-3
Température ~ 104 K
Profil et intensité des raies larges variables dans le
temps (contrairement aux raies étroites)
9
Le modèle « classique »
Trou noir supermassif (106-109 M0) au centre
10
Alimentation des noyaux actifs
Les barres sont un moyen de précipiter le gaz vers le centre
pour alimenter les AGN
Pourtant, dans une première étape, la matière est piégée dans les
anneaux à l'ILR (Résonance Interne de Lindblad)
La barre secondaire permet d'aller plus loin, de prendre le relais
Questions en suspens :
Quelles sont les orbites à l'intérieur de la barre secondaire ?
Spirale nucléaire ?
Troisième barre ?
Combien de résonances ?
11
Détermination des dimensions des
régions émettrices
• Variations observées sur une durée ∆t
dimension de la source < c. ∆t
dimension de la BLR = quelques jours à quelques
années lumière
= quelques pc
• Dimensions de la NLR = des centaines de pc
• Existence parfois d’une ENLR (Extended NLR) pouvant
atteindre plusieurs dizaines de kpc
12
La radio-galaxie Centaurus A
Image visible
Image IR (Spitzer)
Image radio (VLA, 20cm)
13
M 87
RadioVLA
20 cm
Optique
Radio 90 cm
Rayons X
Chandra
14
Le quasar 3C334
Optique
Radio VLA 6cm
15
Nature de l’émission radio
• Emission radio interprétée comme du
rayonnement synchrotron, où les électrons
spiralent autour des lignes de champ
magnétique et émettent des photons de
basse énergie (ondes radio)
• Emission radio compacte au centre
implique la présence de champs
magnétiques importants
Les systèmes absorbants dans les spectres
des quasars: exemple de Q 1101 - 437
La raie Lyα (Lyman
La spectroscopie des quasars permet d’analyser la
alpha) à λ0=121.6 nm
distribution
de matière entre le quasar et nous
est observée
àλ=
382.0 nm d’où z=2.14
Les raies d’absorption
(forêt Lyman alpha)
sont dues à de la
matière (baryonique)
entre le quasar et nous
sondage de la
matière entre le
quasar et nous
P. Petitjean (IAP)
17
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
18
• Remonter dans le temps
La lumière émise par un astre met un certain temps à
nous parvenir.
Quand on observe le Soleil on le voit tel qu’il était il y a 8
minutes
Quand on observe à grand décalage spectral, on
« remonte » donc dans le temps, et par conséquent on
observe l’Univers quand il était plus « jeune ».
Observer des galaxies à différents décalages spectraux
nous renseigne donc sur l’évolution de l’Univers.
19
Temps de retour en arrière
(« look-back time ») en fonction du redshift
20
LES GALAXIES EN COSMOLOGIE
• La Cosmologie étudie l’Univers dans son
ensemble.
• Les galaxies permettent de « dessiner »
l’Univers à grande échelle.
• Pour connaître la taille de l’Univers, il faut
observer les galaxies les plus lointaines
possibles.
21
OBSERVER DES OBJETS TRÈS LOINTAINS
• Le flux lumineux f reçu d’une galaxie est proportionnel à
la surface S du télescope et inversement proportionnel
au carré de sa distance D :
f ∝ S / D2
Si D est grande, le flux f est petit et on a évidemment
besoin de grands télescopes (S grande)!
• On peut aussi observer aux grandes longueurs d’onde,
où se trouve déplacé le maximum d’émission des
galaxies en raison de leur grand décalage spectral.
22
Une des galaxies
les plus lointaines
z=8.56
Lehnert et al. 2010, Nature 467, 940
23
Recherche de galaxies à grand z
24
LES MOYENS D’ÉTUDE EN COSMOLOGIE
•
La spectroscopie et les décalages spectraux
La spectroscopie des quasars permet d’analyser la distribution de matière entre le
quasar et nous.
Les mesures de nombreux décalages spectraux de galaxies ont permis de mettre en
évidence une structure de l’Univers en feuillets ou en éponge :
-
•
des galaxies distribuées en filaments ou sur des feuillets
beaucoup de vides
des amas de galaxies à l’intersection des filaments
L’imagerie profonde
Permet de détecter les galaxies lointaines, les amas de galaxies, les arcs
gravitationnels
•
Les simulations numériques
Méthode : on suppose que l’on met dans une boîte un certain nombre de particules
ayant chacune une masse, et on regarde comment la structure évolue avec le temps
sous l’effet de la gravité.
Résultats : la distribution de particules obtenue a une structure qui ressemble aux 25
structures observées.
LES GALAXIES UTILISEES POUR SONDER
L’UNIVERS
Carte
Le premier diagramme
en cône
de Lapparent, Geller &
Huchra (1986) ApJL 302, L1
26
LES GALAXIES UTILISEES POUR SONDER
L’UNIVERS
LA « GRANDE MURAILLE »
D
é
c
l
i
n
a
i
s
o
n
Ascension droite
Geller & Huchra (1989) Science 246, 897
27
DES TRANCHES D’UNIVERS :
les diagrammes en cône
Geller & Huchra (1989) Science 246, 897
28
DISTRIBUTION DES GALAXIES DANS LE PROCHE
UNIVERS
Le long du cercle :
ascension droite α
cZ = 15000 km/s ↔ Z = 0.05
Vitesses de
récession
représentées
radialement
29
Le grand relevé 2dF (terminé)
• 1500 degrés carrés
• Télescope Anglo-Australien (4m)
• Chaque champ = cercle de 2 degrés de diamètre / spectrographe
à 200 fibres
• 221.414 galaxies (z<0.25)
30
Un champ spectroscopique 2dF
31
2dF : relevé relativement peu profond mais dans une grande zone du ciel
Colless et al. 2003 “Final Data Release”
32
Hiérarchie de structures dans le 2dF
Chaque point est une galaxie
Chaque point est un groupe de galaxies
33
Eke et al. 2004, MNRAS 348, 866
Le relevé 6dF (terminé)
• 17 046 degrés carrés
• Télescope 1.2m
• Champ individuel 6
degrés
• Spectrographe à 150
fibres
• 150.000 galaxies à
z<0.1
Jones et al. 2004, MNRAS 355, 747
34
Jones et al. 2009, MNRAS 399, 683
35
6dF
36
Le grand relevé Sloan (=SDSS, en cours)
• Télescope de 2.5m (Apache Point, USA)
• Champ individuel : diamètre 1.5 degrés /
spectrographe à 640 fibres
• Champ total 7 000 degrés carrés
• Décalages spectraux pour 900.000 galaxies (z<0.25)
37
Les premiers résultats du Sloan
Hikage et al. 2003, PASP 55, 911
38
Les amas de galaxies dans le Sloan
Nord
Einasto et al. 2003, A&A 405, 425
Sud
39
Les superamas dans le Sloan
Nord
Einasto et al. 2003, A&A 405, 425
Sud
40
Le Data Release 12 du SDSS
41
Les relevés plus profonds (z~0.5)
Norris (Palomar 5m)
Small et al. 1999, ApJ 524, 31
ESO-Sculptor (3.5m)
de Lapparent et al. 2004,
42
A&A 422, 841
Comparaison de trois relevés
Sloan
Tegmark et al. 2004,ApJ 606, 702
ESO-Sculptor
de Lapparent et al. 2004
A&A 422, 841
CfA
43
de Lapparent et al. 1986, ApJ 302, L1
Relevé VLT / VIMOS
•
•
•
•
ESO Very Large Telescope (VLT) 8m
VIMOS : ~400 fentes
100 000 galaxies à z<1.5
4x4 degrés carrés
44
VVDS (VIMOS VLT)
45
Le Fèvre et al. 2004, A&A 417, 839
De plus en plus profond:
VIPERS
Guzzo et al. 2014, A&A 566, 108
46
DISTRIBUTION SPATIALE D’AMAS DE
GALAXIES EN RAYONS X
Borgani S. & Guzzo L. 2001, Nature 409, 39
47
Un filament de galaxies entre plusieurs
amas de galaxies
A 779
Z = 0.023
COMA
A 2197/2199
Z = 0.023
A 1367
Z = 0.0216
Z = 0.0305/0.0296
West, Jones & Forman (1995) ApJ 451, L5
48
Les deux filaments de Abell 1763
Fadda, Biviano, Marleau, Storrie-Lombardi & Durret 2007, ApJ 672, L9
49
Abell 496 et son environnement : un filament de
galaxies, groupes et amas
Boué, Adami, Durret, Mamon & Cayatte 2007, A&A 479, 335
50
Recherche de filaments et élongations
autour des amas DAFT/FADA :
l’amas MACS J0717.5+3745
Carte de densité des
galaxies de l’amas
Vert : contours d’égale densité
à partir de 3σ
Ellipses jaunes : visualisation
des deux filaments
Points blancs : galaxies avec
redshifts mesurés
Points violets : galaxies avec
redshifts appartenant à l’amas
Durret et al. 2016, A&A 588, 69
51
Simulation numérique de la formation de structures dans un Univers de matière
noire CDM. Le cube fait 500 millions d’années-lumière, et inclut 16 millions de
particules (d’après le groupe INC de l’IAP).
52
Simulations de grandes structures basées
sur MOND
Llinares et al. (2008) MNRAS 391, 1778
53
Principaux résultats
• Les galaxies ne sont pas distribuées de manière
uniforme dans l’espace
• Elles constituent une structure en éponge, avec des
feuillets et des vides
• Elles semblent préférentiellement distribuées selon des
filaments
• A l’intersection de ces filaments se situeraient les amas
de galaxies
• Bon accord entre observations et simulations
numériques
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