1 Lecture 2 : Spectral Energy Distributions of Galaxies Les galaxies

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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.
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
Exemple de raies
d’une galaxie
dans le domaine
de Hβ

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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