Amas de galaxies

Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Astronomie Extragalactique
Cours 10: Amas de galaxies
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies
 Pourquoi est-ce important d’étudier les amas de
galaxies ?
1. Formation des galaxies: qu’est-ce qui s’est formé
d’abord, les galaxies ou les amas (top-down ou
bottom-up) – Hierarchical clustering: bottom-up
2. Morphologie des galaxies (Dressler 1980)
3. Évolution des galaxies: difficile à voir pour les
galaxies individuelles – plus facile propriétés des
amas vs z (e.g. Butcher-Oemler)
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies
Définition: augmentation du nombre de
densité de surface s de galaxies par rapport
au nombre de densité du background
<s/sbg> > N
À déterminer
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies

Définition de Abell (1958)
1. N > 50 m3 < m < m3 + 2
2. N > 50 - contenus dans un cercle de rayon =
1.7/z arcmin ~ 1.5 h100-1 Mpc autour du centre
3. 0.02 < z < 0.20
~ 6000 km/s
h100 = H0/100
~ 60000 km/s
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies

Classification de Abell (1965)
1. Amas réguliers:





Condensés
Symétrie sphérique
N ~ 102 – 103
M
E & S0
Peu de S
2. Amas irréguliers: les autres
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies
 Amas réguliers
o Concentration centrale
o Structure sphérique bien
définie
o Dimension ~ 1-10 Mpc
o Amas de Coma
 Amas irréguliers
o Centre mal définie
o Dimension ~ 1-10 Mpc
o Amas de la Vierge
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies
 Classification de Zwicky (1961)
1. s/sBG > 2
2. N > 50 m1 < m < m1+3
3. Pas de limite sur z
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies

Classification de Zwicky
1.
Compact:


2.
Medium-compact:


3.
1 condensation centrale de galaxies brillantes N > 10
en contact (apparent)
Symétrie sphérique
1 condensation centrale de galaxies brillantes – pas de
contact (apparent)
Plusieurs condensations
Open:


Pas de condensation
s/sBG ~ 5
Effet de sélection
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies

Système de Bautz-Morgan (1970): système basé sur la
façon dont un amas est dominé par sa galaxie la plus
brillante (cD)
Type Description
I.
Amas dominé par une seule galaxie cD (au centre)
II.
Galaxies les plus brillantes de l’amas intermédiaires
entre cD et elliptiques géantes normales (Coma)
III. Amas sans galaxie dominante (Virgo)
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies

Principaux problèmes avec B-M:
A. Le système B-M est très vulnérable à la
contamination des galaxies du champ (galaxie
brillante du champ III
I)
B. Le système B-M est affecté par la distance. Kdimming masque l’enveloppe d’une cD
elliptique normale
C. Si 2 ou plusieurs galaxies dominent
pas de
place dans la classification
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies

Système de Oemler: système basé sur la
proportion des différents types morphologiques:
1. Amas cD:
 Dominé par des galaxies super-géantes au
centre
 Pas de spirale au centre
 Plus grande proportion d’elliptiques
 Dense, sphérique, concentré
 Rapport E:S0:S ~ 3:4:2
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Amas de galaxies

Système de Oemler (suite):
2. Spiral-rich:




Composition semblable au champ (field)
Densité faible, irrégulière, pas concentré
Pas de ségrégation (masse ou type)
Rapport E:S0:S ~ 1:2:3
3. Spiral-poor:




Intermédiaire
Composition dominée par S0
Ségrégation (masse & type)
Rapport E:S0:S ~ 1:2:1
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Galaxies du champ
 Dressler
 50 % S + Irr
 35 % S0
 15 % E
 M < 16.5
(non complet)
 Sandage & Tammann
 80 % S + Irr
 10 % S0
 10 % E
 M < 13
(complet –
Shapley-Ames)
Biais de Malmquist
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Temps & grandeurs
caractéristiques
 Crossing time
 Two-body relaxation time
 Temps de collision
 Masse caractéristique
 Densité caractéristique
 M/L caractéristique
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Crossing time
• Tcr = temps requis pour une galaxie voyageant dans un amas à
une vitesse v traverse le rayon R
Tcr = R/v ~ 6 x 108 ans x [(R/Mpc)/ vr/103 km/s)]
• Vr = vitesse radiale observée
• Symétrie sphérique v2 = 3vr2
• R = 10 Mpc
Tcr = 6 x 109 ans < temps de Hubble
• R > 35Mpc (régions extérieures d’un super-amas)
• Tcr > temps de Hubble (pas le temps de passer au centre)
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Crossing time
 Système de classification d’Oemler
1. Amas cD: dense & concentré
R Tcr E+S0 S
2. Amas spiral-rich: peu dense & peu concentré
R Tcr E+S0 S
 Suggère encore une fois l’importance des
mergers
S
E + S0
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Two-body relaxation time
 TR = temps requis pour que les collisions
changent d’une façon significative la distribution
originale de vitesses
T2B = v3/(4 p G2 Mg2 N lnL)
Nb de densité
Paramètre d’impact (halo?)
T2B = 2 x 1010ans x (vr/103 km/s)3
(Mg/1012 MS)2(N/103 Mpc-3) lnL
 Galaxies relaxent rapidement ~ Mg, N, 1/vr, L
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Two-body relaxation time
 Régions centrales d’amas riches
(N ~ 3 x 103 gal. Mpc-3)
T2B
~ 109 ans
two-body relaxation
important pour les galaxies massives
 Régions extérieures (N petit)
T2B
> 1010 ans
two-body relaxation
pas important
 Effet de relaxation: ségrégation spatiale et en
vitesses des galaxies selon leur masse
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Temps de collision
Tcoll = temps moyen entre les collisions
d’une galaxie avec un autre membre de
l’amas
Tcoll = [21/2 v N p Rg2]-1
~109 ans[(vr/103 km/s)(N/103 Mpc-3)(Rg/10 kpc)]-1
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Temps de collision
 Dans les régions centrales d’un amas régulier:
Tcoll ~ 108-109 ans pour Rg ~ 10 kpc
probabilité de mergers élevée
 Dans les régions peu dense d’amas réguliers ou
dans les amas irréguliers
(N < 102 Mpc-3)
Tcoll > 1010 ans
peu de chance de merger
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Masse & Densité centrale
Masse totale d’un amas (théo. du viriel)
M = v2 Re/G
M ~ 0.7 x 1015 Msol x[(vr/103 km/s)2 (Re/Mpc)]
Densité centrale (sphère iso.)
r0 = 9 vr2 / 4 p G Rc2
r0 ~ 3 x 1015 Msol/Mpc3 x [(vr/103 km/s)/(Rc/0.25 Mpc)]2
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
M/L (centre des amas)
(M/L)c = 2 r0 Rc / s0
(M/L)c = 9 vr2 / 2 p G s0 Rc
~ 133 h50 Msol/Lsol x [(vr/103 km/s) \/(s0/10Lsol pc-2)(Rc/0.25 Mpc)]
 Valeurs typiques:
 M ~ 1015+/-1 h50-1 Msol
 L ~ 1012-1013 h50-2 Msol
 M/L ~ 50-500 h50 Msol/Lsol
 <M/L> ~ 200 h50 Msol/Lsol