1 Lecture 2 : Spectral Energy Distributions of Galaxies Les galaxies

Lecture 2 : Spectral Energy Distributions of Galaxies
Les galaxies sont des objets souvent lointains dont la connaissance est souvent limitée par le
peu d’information qu’on a sur elles. Ainsi, dès qu’on sort de l’univers proche, ces astres
deviennent vite faibles et peu accessibles. Avec l’avènement des télescopes de plus en plus
grands, on sonde l’univers de plus en plus loin mais les données obtenues sur chaque objet
individuel sont souvent fragmentaires.
Ainsi beaucoup d’études faites sur l’univers lointain ne sont faites que dans une petite région
du ciel et dans peu de longueurs d ‘onde. Pour une approche cosmologique, statistique, on
peut se contenter de données (le but étant d’aller loin) à une seule longueur d’onde par
exemple, mais pour une étude physique des galaxies il est indispensable de combiner
plusieurs domaines d’émission.
Les exemples qui vont être détaillés dans ce cours proviendront de l’univers proche, afin
d’être de bonne qualité mais les mêmes diagnostics sont mis en œuvre pour l’étude de
l’univers lointain.
A. L’aspect des galaxies aux diverses longueurs d’ondes
La classification morphologique des galaxies proposée par Hubble est basée sur une
observation dans le visible des galaxies proches. Elle est donc dominée par la distribution
spatiale des étoiles émettant principalement dans le visible. Or, les galaxies contiennent
pour la plupart plusieurs générations d’étoiles et leur émission s’étend (en ce qui concerne le
rayonnement stellaire) de l’ultraviolet au proche-ir.
Dans les images qui suivent est représentée la galaxie spirale de type Sab M81 en uv, visible
et proche ir (de gauche à droite). On commentera l’évolution morphologique et on essaiera
d’extrapoler aux galaxies d’autres types (spirales tardives, elliptiques, irrégulières)
le spectre d’une galaxie révèle également beaucoup de particularités : C’est illustré ci –
dessous par une adaptation d’une figure de Kennicutt (1998, ARAA 36, 189), les principales
raies d’émission, provenant du milieu interstellaire, sont indiquées en jaune.
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B. Les différentes composantes d’une galaxie.
Pratiquement, il faut couvrir l’ensemble du spectre électromagnétique pour connaître le
rayonnement d’une galaxie. On verra que les divers domaines de longueur d’onde réfèrent à
différentes composantes des galaxies qui ne se résument pas aux simples étoiles. On va
commencer par un panorama rapide de ces composantes afin de comprendre l’émission du
système composite qu’est une galaxie.
1. Les populations stellaires
a. La photométrie
Les galaxies contiennent des étoiles, dont le rayonnement diffère en fonction de leur âge et de
leur masse. Pratiquement le rayonnement stellaire s’étend de l’ultraviolet (91.2 nm,
correspondant à la limite d’ionisation de l’hydrogène) jusqu’à l’infra-rouge proche (quelques
microns 3-5). Le rayonnement stellaire se décale de l’uv vers le nir pour des étoiles de
température croissante, en application de la loi de Wien (λ T = cte) puisque en première
approximation les étoiles rayonnent comme des corps noir (voir images ci-dessus)
b. La spectroscopie
Les étoiles présentent des raies d’absorption larges, cette largeur est due au fait que les
étoiles sont denses au moins par rapport au milieu interstellaire. En fonction de la température
des étoiles certaines raies apparaissent, qui seront donc la signature de ces températures.
A noter tout particulièrement, les raies de Balmer de l’hydrogène présentes dans les étoiles de
type late O-B et d’âge quelques 106 ans.
Les signatures spectroscopiques très recherchées sont celles des « breaks » qui représentent
des dépressions dans les spectres, faciles à repérer. Ainsi le break de Balmer à 3650 A et celui
de Lyman à 912 A sont très utilisés. Le break de Balmer s’observe dans les spectre des
galaxies proches, celui de Lyman dans celui des galaxies lointaines.
A noter que le break de Balmer est souvent associé (observationellement) à une dépression
autour de 4000 A (D4000) due aux étoiles vieilles, on en reparlera plus tard.
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2. L’émission du gaz
Le gaz interstellaire est une composante qui intervient fortement dans les spectres des
galaxies, et peu dans l’imagerie. En effet les signatures spectrales du gaz sont en général
fortes. Il faut distinguer les différentes phases du milieu interstellaire qui interviennent à
différents domaines de longueur d’ondes et ne sont pas utilisées pour les même fins.
Dans tous les cas, la signature spectroscopique du gaz interstellaire se traduit par des raies
d’émissions fines (plus fines que celles en absorption des étoiles), ceci étant du à la nature
plus ténue du MIS.
Le gaz interstellaire est essentiellement de l’hydrogène (~75%), avec un quart d’hélium
(~25%) et des traces d’autres éléments plus lourds. 1 à 2% de la masse des galaxies de type Sa
est sous forme gazeuse et la fraction augmente pour atteindre environ 30% dans les
irrégulières.
a. Le gaz atomique HI
Essentiellement de l’hydrogène, on le détecte avec la raie de structure hyperfine à 21 cm.
Cette observation sert essentiellement à mesurer la quantité d’hydrogène sous forme HI,
ingrédient de base dans la formation des étoiles. Ainsi cette émission n’intervient pas en
général dans l’étude de la distribution d’énergie des galaxies mais est plutôt étudiée pour la
mesure spécifique du contenu en gaz HI des galaxies. On verra comment on remonte au
contenu en HI des galaxies.
b. Le gaz moléculaire H2
La molécule H2 symétrique, ne possède pas de moment dipolaire et n’a donc pas de spectre de
rotation-vibration dipolaire et seules les transitions quadripolaires peuvent se produire
(détectables dans l’IR proche) à la suite d’une excitation par des photons UV. Les transitions
électroniques permises sont observables dans l’ultraviolet lointain difficile à observer et
représentant un milieu extrême de forte excitation.
Pratiquement quand on désire mesurer le contenu en gaz H2 on utilise la molécule CO en
supposant un rapport CO/H2 constant, ce qui est loin d’être toujours vérifié. On en reparlera
aussi plus tard. L’émission de la molécule CO a lieu dans le millimétrique, on observe la
transition J=0-1 à 115 GHz (2.6 mm) .
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c. Les molécules complexes
Elles sont à l’état de traces mais leur présence permet de comprendre les conditions physiques
présentes dans le milieu interstellaire. Leur signature spectrale est essentiellement dans
l’infra-rouge et le sub-millimétrique. Jusqu’à présent elles n’ont été étudiées que dans les
galaxies les plus proches, mais la situation évolue , notamment avec Herschel.
Pour exemple ce spectra de M82 obtenu par l’instrument FTS de Herschel
d. Le gaz ionisé, les régions HII
Le gaz ionisé chaud autour des étoiles jeunes, émettrices de photons ionisants, est très riche en
raies d’émissions dans le domaine du visible-NIR, ces raies vont être très présentes dans le
spectre des galaxies et vont être intensément utilisées pour l’étude des étoiles jeunes, mais
aussi comme marqueur de distance des galaxies (décalage Doppler des raies). L’étude de
l’ensemble des raies permet de connaître la nature de l’excitation du gaz (thermique (c’est à
dire étoiles) ou non-thermique (processus énergétique liés aux processus d’accrétion et
d’accélération des particules). La mesure de raies d’éléments lourds permet d’estimer la
métallicité (la teneur en éléments lourds) des galaxies.
Pour des raisons pratiques les raies qui tombent dans le domaine visible sont très étudiées et
exploitées.
Exemple de raies
d’une galaxie
dans le domaine
de Hβ
Question : comment expliquez-vous l’absorption que l’on voit sur le continu au voisinage
immédiat de la raie d’émission ?
L’amplitude aboslue et relative des raies d’émission varie en fonction de l’excitation
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ci-dessus une région de faible excitation, le continu est clairement détecté
Région HII de forte excitation ci-dessus, le rapport des raies est très différent du précédent. les
éléments fortement ionisés ont des raies plus intenses, signature visible d’étoiles Wolf Rayet
(raies de l’hélium)
d’après McCall et al 1985, ApJS 57,1
Pour comparaison ci-après le spectre d’une galaxie « active » Seyfert avec une activité non
thermique prononcée
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Le diagnostic des raies permet de trancher sur la nature de l’objet dans ce cas, certains cas
sont plus difficiles à diagnostiquer. Ainsi des diagnostics de raies ont-ils été développés pour
trier les spectres de galaxies (ou régions HII extragalactiques)
On compare dans ce cas l’intensité des raies dans des diagrammes du type celui qui suit.
D’après Brinchmann et al 2004, MNRAS 351, 1151
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La métallicité, ou plus exactement l’abondance en oxygène peut être mesurée à l’aide du
rapport R23 = log(([OIII]λ5007+[OIII]λ4959+[OII]λ3727)/Hβ). On calibre R23 en O/H global.
Cependant cette calibration est difficile et dépend du paramètre d’ionisation de la région
considérée
La composition chimique, ou l’abondance en éléments lourds se mesure à partir des spectres
des galaxies. On mesure en fait l’abondance de l’oxygène par rapport à l’hydrogène. Les
résultats sont en général exprimés en unités solaires. On considère les ions OII et OIII et leurs
raies d’émissions. On doit mesurer la température électronique des ions par des rapports de
raies d’énergie proche du même ion (ou d’un ion d’énergie proche) puis on remonte aux
abondances en supposant que tout l’oxygène est sous la forme OII et OIII. Les raies utilisées
sont [OII] λ3727, [OIII]λλ5007,4959 et on évalue le rapport R23 donné par :
R23= log([OIII]λ5007+[OIII]λ4959+[OII]λ3727)- log(Hß)
Des modèles permettent de remonter depuis ce rapport jusqu’à l’abondance (voir figure cidessus tirée de Kobulnicky et al. 1999 ApJ 514, 544). L’abondance solaire correspond à
8.9=12+log(O/H)
La métallicité des galaxies varie également en fonction de leur type morphologique et de leur
masse. Une étude sur 53000 galaxies dans le SDSS a été réalisée (Tremonti et al. 2004, ApJ
613, 898)
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De nombreuses raies d’éléments lourds à divers niveaux d’ionisation sont présents dans le
spectre des galaxies mais indétectables la plupart du temps, du fait de la faiblesse du signal
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3. L’émission des poussières
Le poussières interstellaires émettent dans l’IR (à partir de 5-8 µm) jusqu’au submm, en
fonction de leur température, puisqu’elles sont assimilées à des corps noir d’émissivité
éventuellement variable. Elles ne constituent que 1% de la masse du milieu insterstellaire
mais son rôle énergétique est majeur. Outre la distribution du continu, des signatures
spectrales fortes sont visibles.
Plusieurs sortes de grains de poussières plus ou moins gros sont considérés dans les modèles
pour reproduire les émissions observées par des satellites comme IRAS, ISO et à présent
SPITZER. Nous reprendrons également plus tard l’analyse de cette émission pour l’étude de
la formation stellaire ainsi que de l’atténuation de la lumière des étoiles.
Figure de Désert et al. 1990 A&A 237, 215
Dans la table 3 l’unité des MJy/sr/1020 H atom cm-2
PAH 0.4-1.2 nms
VSG 1-15 nms
BG 15-100 nms
C. L’émission globale des galaxies
Les galaxies sont donc des objets composites dont l’émission va refléter l’ensemble des
propriétés des différentes composantes. Suivant le domaine de longueur d’onde exploré (UVvisible-IR-radio) ainsi que le mode d’observation (spectroscopique ou photométrique) on
n’analysera pas les mêmes choses.
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1. La distribution d’énergie à partir de données photométriques
D’après Silva et al. 1998 A&A 509 103
NGC 6090 est une galaxie en interaction, expérimentant un sursaut de formation stellaire.
Les deux galaxies suivantes, M51 et M100 sont des galaxies spirales typiques de l’univers
local.
Arp220 et M82 sont les prototypes des galaxies brillantes en IR (rayonnement des pousières)
Remarque : noter la grandeur portée en ordonnée, on y reviendra ultérieurement.
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2. Les distributions d’énergie des galaxies actives
Nous nous intéressons à présent aux distributions d’énergie de galaxies actives, elle apparaît
différente selon le type d’activité. Remarquez la différence entre le domaine visible et le
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domaine IR. La plupart des galaxies actives ont un spectre composite : AGN+
galaxie formant des étoiles
On cherche à dissocier les deux composantes (AGN+ formation stellaire)
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Dans le domaine IR, on est domine par l’émission des étoiles lorsqu’on travaille à grande
longueur d’onde (Polletta et al. 2008, A&A 492, 81)
l’apport de Herschel dans l’IR lointain associé aux données de Spitzer dans l’IR moyen sont
très prometteuses pour séparer les composantes et mesurer la contribution des étoiles jeunes à
la luminosité IR (composante « starburst » en vert ci-dessous d’après Hatziminaoglou et al
2010, A&A, 518, L33)
3. Les signatures spectroscopiques
a. L’allure générale des distributions spectrales
-Dans le visible, on discerne des distributions spectrales très différentes, selon le type des
galaxies, les populations stellaires créant les raies larges en absorption et le gaz les raies
fines en émission, traceurs de la formation stellaire
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Les spectres suivants sont issus du SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et représentent une
galaxie à raies d’émission (1), une galaxie rouge (2) et une galaxie « typique » (3)
b. Les breaks dans le spectre des galaxies
Les breaks sont particulièrement intéressants, car ils sont facilement repérables, ne
nécessitent pas de spectroscopie à grande résolution spectrale (et peuvent même parfois
être mesurés avec de la photométrie) et sont peu affectés par l’atténuation due aux
poussières (on le verra ultérieurement).
Le break de Lyman
C’est une signature forte, malheureusement pas observable pour les galaxies proches car
située dans l’extrême UV (91,2 nm). En fait, le spectre décroit déjà fortement en dessous
de la raie Lyman α (121,6 nm) du fait des raies de Lyman successives et de l’absorption
intergaralactique à grand redshift. En effet, c’est à grand redshift que cette signature
spectrale devient très utile car elle se décale vers le domaine proche UV, visible, voire
proche IR à très grand z. Les « Lyman Break Galaxies (LBGs) sont une classe d’objets
détectées par leur break (qui en prime donne une information sur leur distance).
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Exemple de sélection d’objets autour de z=1, l’observation en FUV (153 nm) et NUV
(231 nm) permet de position le break entre ces deux bandes (Burgarella et al. 2006)
En pratique le spectre observe décroit parfois dès 120 nm pour atteindre un flux (quasi)
nul à 91.2 nm.
Break de Balmer et D4000
Nous avons déjà vu le break de Balmer du aux étoiles principalement de type B, qui est
donc un indicateur de la présence d’étoiles jeunes, on le discerne dans les spectres de
galaxies.
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L’indice D4000 est fréquemment utilisé pour donner une indication sur l’âge des
populations stellaires des
galaxies. Il s’agit d’un break autour de 4000 A, et son
amplitude est corrélée à la présence d’étoiles vieilles. Etant proche de break de Balmer à 370
nm on les confond souvent car ils sont situés dans des zones proches du spectre mais leur
variations avec l’âge des populations stellaires est tout à fait différent.
Les étoiles froides présentent une dépression forte dans leur spectre autour de 4000 A, du fait
de l’opacité des raies métalliques qui augmente dans les étoiles f
roides (figure tirée de Gorgas et al 1999 A&AS 139, 29 pour une étoile de type G9)
L’application aux galaxies montre qu’une galaxie de type tardif aura un faible D4000
tandis qu’une galaxie de type plus précoce présentera un fort D4000
D’après Kauffmann et al. 2003, MNRAS 341, 33 (type tardif (figure supérieure) et type
précoce (figure inférieure)
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Ces breaks sont aussi utilisés à grand redshift, avec souvent une confusion entre les deux, qui
fait que la signature est un bon indice de redshift mais pas de propriétés physiques.
Illustrations de Adelberger et al. (2004, ApJ 607, 226) ou les deux breaks sont confondus.
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D. La distribution d’énergie des galaxies distantes
Les distributions d’énergie des galaxies proches sont élaborées, notamment dans le but de
l’observation de galaxies plus lointaines. Dans ce cas, Il y a un décalage spectral en longueur
d’onde (effet Doppler) qui fait que le spectre se déplace globalement vers les grandes
longueur d’ondes. Pratiquement on applique la relation :
F(νobs) = L(νém)(1+z) /4πD2
On rappelle que Fbol = Lbol/4πD2, où D est la distance lumineuse.
νobs=νém/(1+z), donc si on travaille en W/m2/Hz Δνém = Δνobs(1+z), donc le flux par Hz
observé sera multiplié par (1+z) car on répartit la même énergie dans une bande de fréquence
(observée) plus petite que celle émise.
Notes : 1 Jy = 10-26 W m-2 Hz-1
Si l’unité avait été W m-2 A-1 alors le flux aurait été diminué de (1+z)
La prise en compte de ce décalage s’appelle plus généralement la K-correction, elle englobe le
décalage en longueur d’onde du spectre et la modification homothétique des intervalles de
fréquence ou de longueur d’ondes.
Intuitivement une galaxie lointaine doit être moins brillante qu’une galaxie proche, c’est
effectivement ce qui se produit dans le domaine uv-visible mais dans l’infra-rouge lointain
(décalé vers le sub-mm à haut redshift), le décalage en z associé à la distribution d’énergie en
forme de corps noir (partie Rayleigh Jeans) fait que les galaxies lointaines sont aussi (peu)
lumineuses que les galaxies proches. Cette propriété doit être exploitée dans le futur pour
l’exploration de l’univers lointain
D'après Devriendt, Guiderdoni et Sadat A&A 350, 381 (1999). Il s’agit du cas favorable
d’une galaxie très lumineuse en IR (Ultra Luminous InfraRed Galaxy).
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Les observations du satellite Herschel à 100, 160, 250, 350 et 500 microns sont
particulièrement intéressantes pour détecter les galaxies lointaines
A noter que dans l’IR de nombreuses raies d ‘émission sont présentes, encore peu détectables,
même avec Herschel, il faudra attendre la prochaine génération de satellites IR pour les
détecter dans les galaxies lointaines.
Question : qu’est ce qui n’est pas du tout réaliste dans la figure ci-dessus ?
Exercice :
Une galaxie formant activement des étoiles émet dans l’ultraviolet (120-250 nms) un flux
continu qui suit approximativement la loi f(λ) = A λ-ß , f(λ) s’exprime en erg cm-2 s-1 nm-1,
une valeur typique de β est 2.
1. Ecrire également la loi f(ν) en fontion de ν (f(ν) en erg cm-2s-1Hz-1) puis en unités
logarithmiques. Que se passe-t-il dans le cas β=2 ?
2. On représente très couramment la distribution spectrale d’une galaxies par la
quantité λ f(λ)
a. Montrer que λ f(λ) = ν f(ν)
b. Pourquoi appelle-t-on cette quantité « distribution spectrale d’énergie » ?
3. La galaxie est en fait située à un redshift z
a. Quel est le domaine d’observation du continu ultraviolet entre 1200 et 2500 A?
A.N. z=1
b. On appellera λobs, λem,νobs,νem les longueurs d’ondes et fréquence observées et
émises.
Donner l’expression de f(λobs) en fonction de f(λem) et de z, vérifier que la
relation λ f(λ) ne dépend pas de z
c. Même question que b. avec la fréquence
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Quelques références de base de données extragalactiques
http://nedwww.ipac.caltech.edu: compilation de données extragalactiques, d’articles de
références et de calculateurs de données usuelles
http://goldmine.mib.infn.it/: base de données multi-longueur d’ondes sur les galaxies proches
http://archive.stsci.edu/: base de données du STSCI regroupant divers instruments spatiaux,
dont le HST
http://www.sdss.org/: Sloan Digital Sky Survey
Ouvrages de référence :
Longair : Galaxy formation, Springer
Mo, van de Bosch & White : galaxy formation and évolution, Cambridge university press
Phillips : The structure and évolution of galaxies, Wiley
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ pour une compilation d’articles de référence
Boselli : a panchromatic view of galaxies, Wiley
Collin-Zahn : des quasars aux trous noirs, EDP sciences (ouvrage d’introduction sur les
galaxies actives)
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