cours1

Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Astronomie Extragalactique
Cours 1: Classification,
propriétés globales des galaxies
fonctions de luminosité
&
Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Première classification (< 1936)
Wolf, M. 1908, Pub. Ap. Inst. Konig.
Heidelberg, Vol. 3, No. 5.
• Confond nébuleuses
gazeuses, nébuleuses
planétaires, galaxies,
etc
• Comme le catalogue
Messier
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Entre 1923 et 1929 Edwin Hubble démontra que les "nébuleuses spirales"
étaient en fait des "univers-îles" semblables à la Voie Lactée. Ces galaxies
étaient en réalité des objets bien plus éloignés que les nébuleuses ordinaires et
s'échappaient dans l'espace à une vitesse proportionnelle à leur distance, l'effet
Doppler ne représentant que leur vitesse relative. Sur l'image du centre Hubble
a marqué les emplacements d'une nova découverte dans M31 en 1923 et de
deux étoiles variables, dont la première Céphéide (indiquée VAR !) dans une
galaxie extérieure, qui lui permirent de trouver les indices confirmant sa
théorie. A droite Hubble auprès du Schmidt du Mt Palomar. Nous pouvons lui
rendre hommage car la contribution d'Edwin Hubble à l'astronomie fut aussi
importante que celle de Copernic ou de Newton.
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Système de Hubble (1936)
 4 classes:
1. Elliptiques (E)
2. Lenticulaires (S0)
3. Spirales (Sp)
4. Irrégulières (Irr)
 2 familles (Sp)
1. Normales (A)
2. Barrées (B)
 3 types (Sp)
1. a (early/premier)
2. b (intermédiaire)
3. c (late/dernier)
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Système de Hubble (1936)
 A l’origine, Hubble propose sa séquence comme
une séquence évolutive (early-type & late-type)
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Classification
Problème avec la classification traditionnelle: e.g. M81
 Apparence des galaxies est très dépendante de l
 Grande différence entre l’UV et l’IR
 UV: clumpy & IR: smooth
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Classification
Différentes bandes montrent différentes populations : e.g. M51
U
V
I
H
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Elliptiques
 rapport d’axes (a & b) varie de 1
3
 En , où n = 10(1-b/a) varie de E0
E7
 Les effets de projection nous empêchent de
déterminer la forme intrinsèque des E
 E0 peut être une E7 vue de face
 En fait, les elliptiques sont tri-axiales
 Sphère: a=b=c
 Oblate a=b
 Prolate b=c
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Oblate vs prolate
Oblate
 Aplati aux pôles
a = b & c < a
 si c/a = 0.6
 E4 pour A
 E0 pour B
Prolate
 Aplati à l’équateur
b = c & a > b
 si b/a = 0.6
 E0 pour A
 E4 pour B
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Propriétés cinématiques
Si Vrot est important
Aplatissement aux pôles
Oblate
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Elliptiques (E)
E0
M89
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Elliptiques (E)
E1
M87
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Elliptiques (E)
E2
M32
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Elliptiques (E)
E5
M59
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Elliptiques (E)
E5
NGC 205
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LENTICULAIRES
S0 ressemble beaucoup à E5 -> E7
Une vue par la tranche montre la trace d’un
disque mais sans bras spiraux
Souvent nécessaire de faire une analyse
détaillée de la distribution de lumière (profil
exponentiel plutôt que r1/4) pour distinguer
entre une E et une S0
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Lenticulaires
SB0
M102
S0
NGC 2859
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Spirales
 Critères de classification a
c
1. Importance relative du bulbe central : rapport B/D
diminue de a
c
2. Résolution et prédominance des bras spiraux ***
3. La présence de poussière et de gaz, de régions
ionisées, d’étoiles jeunes: augmente de a
c ***
4. Les bras spiraux sont plus ouverts de a
c
5. La luminosité totale décroît de a
c
*** dépend de la distance
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Système de Hubble (1936)
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Classification de
de Vaucouleurs (1959)
1. sous-classes: 0/a a ab b bc c
Irr
2. sous division de c c cd d dm m
Im
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Classification de
de Vaucouleurs (1959)
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Classification de
de Vaucouleurs (1959)
Spirales - Sa
M64
M88
Spirales - Sb
NGC 4565
M81
M 83
Spirales – Sc
NGC 4414
M101
NGC 891
Spirales – Sd
IC 5249
NGC 7793
NGC 3109
Spirales - Sm
Spirales - SBm
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IRRÉGULIÈRES
apparence due à la présence de quelques
régions HII très brillantes
disque sous-jacent (Pop. I vieille) beaucoup
plus régulier
GR 8
Irrégulières - Im
IC 5152
Spirales – SBa
NGC 4650
NGC 1433
NGC 1530
Spirales – SBb
Spirales – SBc
M 106
Spirales – SBd
NGC 4631
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LMC (Sm) – SMC (Im)
LMC
SMC
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Naines Sphéroïdales
Carina
Fornax
Sculptor
Sextans
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Pec. – Centaurus A
Pec. – M82 (NGC 3034)
M 81
M 82
Pec. – NGC 3718
Pec. – NGC 2146
Pec. – NGC 4038-9 – The Antennae
Pec. – Ring Galaxies
Pec. – Cartwheel
Pec.
Polar Ring Galaxies
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Galaxies en interaction
Stephan’s quintet
HCG87 - HST
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Classification de
de Vaucouleurs (1959)
Classes
=
T
=
Elliptique Elliptique
normale
géante
-5
-4
S0
S0
S0
-3
-2
-1
Classes = SOa Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm Irr
T
= 0
1 2
3 4
5 6
7 8
9
10
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Propriétés Globales
Galaxies normales
 Un catalogue jusqu’à une
certaine magnitude
apparente est dominé par
les spirales de premiers
types
 … mais les galaxies de
derniers types dominent
Voie Lactée
Andromède
Sbc
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Propriétés Globales
Galaxies normales
• Biais de Malmquist
• Rapidement limité
aux galaxies les plus
brillantes quand D
(ou V) augmente
• Rapport M/L pas
affecté par D
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Propriétés Globales
Galaxies normales
• # de galaxies vs types
pour un magnitude
limited sample (RSA)
• Late-types sousreprésentés
• SB sous-représentés
(bande bleue)
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Propriétés Globales
Galaxies normales
On voit très bien qu’en
fonction de la
magnitude apparente,
on passe d’un Univers
dominé par les E et
les Sp massives à un
Univers dominé par
les spirales de
derniers types
Ellis 1979
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Propriétés Globales
Galaxies normales
elliptiques rouges
spirales bleues
bulbe disque
 Les couleurs mesurent
la proportion de
chacune des
populations stellaires
dans les galaxies
 Varient en fonction du
type morphologique
vieilles
Pop II
jeunes
Pop I
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U BV R I
E-S0
Propriétés Globales
Galaxies normales
Sbc
Scd
Sd
Im
• SED (Spectral Energy
Distribution)
• Superposé sur les
réponses de filtres
standards
• Types morphologiques:
rouge vers le bleu
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Propriétés Globales
Galaxies normales
elliptiques S0 -> Sb
pas de gaz peu de gaz
Sc
Irr
de plus en plus de gaz
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Propriétés Globales
Galaxies normales
Autant les couleurs
(B-V) & (U-B) que la
brillance de surface
me0 et que le contenu
HI suivent une
courbe semblable
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Corrélations (paramètres
photométriques et cinématiques)
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Fonctions de luminosité
 La magnitude des galaxies est difficile à définir:
 Métrique: à l’intérieur d’un diamètre linéaire fixe
 mais toutes les galaxies n’ont pas la même dimension –
distance
 Isophotale: à l’intérieur d’une certaine brillance de
surface
 Mais toutes les galaxies n’ont pas les mêmes
caractéristiques (ex.: LSB)
 Totale: jusqu’à R = infini
 Difficile à mesurer, ex.: galaxies distantes
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Fonction de luminosité des
galaxies (GLF)
• La luminosité des galaxies
couvrent un grand
domaine de luminosités
• Elum = 107 x naine
• Fonction de luminosité
F(L) = le nombre relatif
de galaxies de différentes
luminosités
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Fonction de luminosité des
galaxies (GLF)
• Définition: si on compte les galaxies dans un
volume représentatif de l’Univers, F(L)dL est le
nombre de galaxies avec des luminosités entre L
et L+dL.
• Identique à la fonction de luminosité stellaire
• Les GLF sont plus faciles à mesurer dans les amas
de galaxies car toutes les galaxies ont +/- la même
distance.
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Fonction de luminosité de Schechter
 Définition: comme pour les étoiles
 dN = F(L)dL
 F(L) = N0/L*(L/L*)a e-(L/L*)
 Forme caractéristique:
 Changement de pente à L*
 Cut-off exponential du côté brillant
 Loi de puissance du côté faible
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Fonction de luminosité de
Schechter (1976)
 n* : densité de galaxies (nb galaxies / Mpc3)
 L* : luminosité caractéristique. Une galaxie L* est une galaxie brillante
(~ MW). Une galaxie avec L < 0.1L* est une naine.
 a définie la pente de la GLF du côté peu brillant. a est typiquement
négatif, impliquant un grand nombre de galaxies de faibles
luminosités.
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La LF locale (optique)
• Construite à partir du
SDSS
• Paramètres (bande g)
f*=N0=0.0172h3 Mpc-3mag-1
M* -5logh = -19.73 mag
a = -1.03
• Varie avec l
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Fonction de luminosité de
Schecter (1976)
En magnitudes:
a = -0.5 (rouge)
a = -0.75 (vert)
a = -1 (bleu)
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Field GLF
• Bande B (Efstatiou, Ellis, Peterson 1988)
 F* = 0.016+/- 0.003 h3 Mpc-3
 MB* = -19.7 +/- 0.1 + 5 log h
 a = -1.07 +/- 0.07
• Bande K (Gardner et al. 1997)
 F* = 0.016+/- 0.002 h3 Mpc-3
 MK* = -23.1 +/- 0.2 + 5 log h
 a = -0.9 +/- 0.2
 Fits très semblables
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Contributions à la luminosité
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LF dépend du type et de l’amas
• Les types early sont
moins nombreux &
brillants
• Les types late sont plus
nombreux & moins
brillants
• Les + brillantes ont une
LF gaussienne
• Les – brillantes ont une
queue du côté faible
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GLF vs types
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GLF récente
2dF
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Fonction de masse des galaxies
• Pour les étoiles, la fonction de luminosité
peut être utilisée pour déterminer la
Fonction de Masse Initiale (IMF)
• Pour les galaxies, c’est plus compliqué:
– M/L de la population stellaire dépend de
l’histoire de SF
– Image de la galaxie ne dit rien sur la
quantité et la distribution de la DM
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Évolution de la LF
•
•
A z=0.2-0.4, la LF est
semblable à la LF
locale, avec un peu
d’évolution
Types de SED
1.
2.
3.
4.
E-Sa
Sa-Sbc
Sbc – Starburst faible
Starburst fort
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Évolution à z=1.1
• La LF évolue dans toutes
les bandes
– Toutes les populations
faiblissent avec z
(vieillissement des
populations)
• Évolution la plus
importante est pour les
galaxies early-type
(rouge)
– Augmentation X 10
• Les galaxies bleues
(spirales late-type,
starbursts) faiblissent et
rougissent