Galaxies_M1_1617_C1 [Mode de compatibilité]

PHYSIQUE
DES
GALAXIES
COURS 1
Florence DURRET
(Institut d’Astrophysique de Paris)
1
Les fichiers pdf et ppt seront disponibles
avant chaque cours ici :
www.iap.fr/users/durret/M1/
Cours lundi 24/10 de 9 h à 11h à Meudon,
lundi 7/11 et 21/11 de 16h30 à 18h30 à
Paris,
lundi 28/11 de 14h15 à 18h30 à Paris
Examen lundi 12/12
2
Plan du cours
• Historique
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Principales techniques d’observation des galaxies
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
Groupes et amas de galaxies
Distribution des galaxies dans l’Univers
Notions sur la formation et l’évolution des galaxies
3
Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée
En bleu: étoiles
(de la Voie Lactée)
En vert : constellations
En rouge : planètes
4
Historique
Première observation d’une galaxie : la Voie Lactée
Interprétations liées à la mythologie :
• Blé semé par Isis ?
• Lait répandu par Junon ?
Questions philosophiques :
• Où est la Terre ?
• Quelle est la forme de l’ensemble d’étoiles que l’on voit à
l’œil nu ?
• Cet ensemble est-il unique ?
5
Chronologie
• 960 : Abd al-Rahman al-Sufi (Ispahan) :
première mention d’Andromède ?
• 1519 : Magellan
mentionne les
« nuages de Magellan »
6
Galilée (1610) : la Voie
Lactée est constituée
d’étoiles
Wright (1750) : relie la
théologie à l’astronomie ;
existence d’autres
« Centres Sacrés »
7
Kant (1755) : hypothèse des
« Univers-Iles »: les
nébuleuses elliptiques
sont des systèmes de
nombreuses étoiles à des
distances immenses
Messier (1771) : catalogue
d’objets diffus
(nébuleuses)
8
William Herschel (1738-1822) : musicien passionné
d’astronomie ; construit des lunettes, puis des télescopes,
découvre divers types de nébuleuses, compte des étoiles
dans tout le ciel et trouve une distribution lenticulaire pour
notre Galaxie, avec sa sœur Caroline Herschel (1750-1848).
Son fils John Herschel (1792-1871) astronome et chimiste.
9
Publication du General Catalogue en 1864.
Lord Rosse (1850) :
découverte de la
structure spirale
d’Andromède et de
nombreuses autres
nébuleuses
M51 la galaxie des chiens de chasse
Dessin de Rosse
Photo
10
Les premiers catalogues de
galaxies
William et John Herschel (1864)
General catalogue
John Dreyer (1888)
New General Catalogue
(NGC, puis IC)11
Autres catalogues de galaxies
•
•
•
•
Zwicky
UGC (Nilson)
MCG (Vorontsov-Velyaminov)
Reference Catalogue 3 = RC3 (de
Vaucouleurs)
12
Le « Grand Débat » Curtis-Shapley de 1920:
les nébuleuses sont-elles dans notre Galaxie ou
lui sont-elles extérieures ?
Shapley (a tort)
Curtis (a raison)
13
Hubble (années 1920) :
définition actuelle
les nébuleuses sont des
nuages de gaz de notre
Galaxie
les galaxies sont des
ensembles de quelques
millions à quelques milliards
d’étoiles (conséquence : ce
sont des objets très grands
et très massifs)
les galaxies sont extérieures
à la nôtre et situées très loin
14
LES GALAXIES VISIBLES A L’OEIL NU
• Andromède (à 2.9 millions d’années lumière), visible de
l’hémisphère nord
• Les nuages de Magellan (à 150.000 années lumière),
visibles de l’hémisphère sud
• 1 année lumière = distance parcourue par la lumière en une année, à
la vitesse de 300.000 km/s
1 année lumière ∼ 1016 m
1 an ~ π 107 s
Vitesse de la lumière : « Ah messagère admirable, lumière éclatante, je
sais votre célérité »
c= 299 792. 458 km/s (nombre de lettres par mot)
15
Andromède, la seule galaxie visible à l’œil nu
dans l’hémisphère nord
Carré de
Pégase
Andromède
H. REEVES « Poussières d’étoiles »
16
Andromède (M31) et ses
compagnes
17
Les nuages de Magellan
LMC
Large Magellanic Cloud
SMC
Small Magellanic Cloud
18
LE GROUPE LOCAL
∼ 3.5 millions d’années-lumière
H. REEVES . « Poussières d’étoiles »
19
Plan du cours
• Historique
• Principales techniques d’observation des
galaxies
• 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
• Groupes et amas de galaxies
• Distribution des galaxies dans l’Univers
• Notions sur la formation et l’évolution des galaxies
20
Principales techniques
d’observation
• Imagerie
• Spectroscopie
• Différentes techniques suivant les
longueurs d’onde
• Au sol ou depuis l’espace (satellites)
21
OBSERVATOIRE DE MAUNA KEA (HAWAII, USA)
Subaru
JCMT
Keck 1,2
Univ.
Hawaii
IRTF
Magellan-Nord
CFHT
22
TÉLESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII
(CFHT, 3.60m de diamètre)
23
VERY LARGE TELESCOPE, PARANAL, CHILI
ESO (EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY)
4 télescopes de 8.20m de diamètre
24
Le télescope Kueyen du VLT
Transport d’un miroir (8.2m de diamètre,
17cm d’épaisseur!)
Les 4 VLT:
Antu
Kueyen
Melipal
Yepun
L’homme
donne
l’échelle !
25
Projet E-ELT
(European Extremely Large Telescope)
Diamètre entre 30 et 42m, multi-miroirs
26
ESO/ALMA
27
Transmission atmosphérique
Fenêtres d’observation :
Optique
Infrarouge
Radio
28
Imagerie (visible, infrarouge)
• Caméras CCD en lumière visible et infrarouge
• Exemples de très grandes caméras : Megacam (optique) ou
WIRCAM (infrarouge) au Télescope Canada-France-Hawaii
Megacam : 40 CCDs de 2048x4612 pixels, soit 340 Mpixels
Champ 1°x1°, 0.187 ’’/px
1 image ~ 1.64 Gigaoctets
UB
V
R
I
Filtres
29
Filtres
superposés
sur le spectre
d’une galaxie
elliptique
30
Fλ
Filtres superposés sur divers spectres de galaxies
31
Distribution d’énergie de l’ultraviolet à l’infrarouge
pour différents types de galaxies
32
• En infrarouge proche WIRCam au CFHT :
4 détecteurs 2048x2048, champ 20’x20’, 0.3’’/px
• Très haute résolution spatiale : Hubble Space
Telescope (HST) en optique et UV, optique
adaptative au sol
• En UV, X, γ observations par satellite
• En radio, antennes de grand diamètre ou
multiples
33
Informations données par
l’imagerie
Morphologie des galaxies
Photométrie (quantité de lumière reçue
par unité de temps) dans différents filtres
Couleurs (différence entre deux filtres)
Contenu stellaire
Filtres interférentiels laissant passer une
seule raie
informations sur le gaz
(raies d’émission)
34
Redshifts photométriques
Spectres
modèles pour
divers types de
galaxies
(« templates »)
Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841
35
Ajustement de la distribution spectrale d’énergie
En rouge : points d’observation
En noir : ajustement de la distribution spectrale d’énergie
En bleu : spectre s’il n’y avait pas de poussière
Distribution spectrale d’énergie
pour deux galaxies lointaines
Coe et al. 2013, ApJ 762, 32
37
Contrôle par type : zphot (redshift photométrique)
versus zspec (redshift spectroscopique)
Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841
38
• A partir d’images dans plusieurs bandes,
on obtient ainsi pour chaque galaxie du
champ une estimation du type de la
galaxie et de son redshift
• Chaque image peut comprendre des
dizaines de milliers de galaxies, donc gain
de temps par rapport à la spectroscopie
mais redshifts moins précis
39
Quelques définitions
• L=4π D2 F
où L = luminosité (watts ou erg/s)
F= flux reçu (watt m-2 ou erg cm-2 s-1 )
D= distance de l’objet (m ou Mpc)
Si on mesure F et on estime D, on a L
• magnitude apparente m=-2.5 logF (+cte)
• d~αD
où d=diamètre linéaire
α=diamètre angulaire (en radians!)
40
Besoin d’une résolution spatiale élevée :
instrument et « seeing » jouent un rôle
En particulier
• Pour résoudre des détails fins
• Pour détecter des objets faibles
41
Dans l’espace : on s’affranchit du « seeing »
Images Hubble Space Telescope
Messier 100
Avant réparation
Après réparation
42
Au sol :
l’optique active/adaptative
(Active/Adaptive Optics) fait des miracles!
Principe :
la turbulence atmosphérique « brouille » les images
on analyse le front d’onde avec un dispositif optique
(interférométrique ou non) pour estimer la perturbation due à
l’atmosphère
cela nécessite d’avoir une source ponctuelle (étoile ou quasar) de
magnitude « convenable » dans le champ, sinon « étoiles guides
lasers » (par exemple sur Yepun)
on déforme le miroir primaire en temps réel à l’aide de petits vérins
(optique adaptative)
l’optique active permet de corriger des déformations lentes dues à
l’instrument optique lui-même avec un miroir segmenté « tip-tilt »
43
Etoile laser au
télescope Keck
(Hawaii)
44
L’optique active
(AO) au sol
Ray Wilson
Image d’une étoile prise
avec un télescope au
sol sans et avec optique
adaptative
45
Sans AO
Avec AO
Images du centre Galactique
avec et sans optique adaptative
46
Région centrale de la Voie Lactée vue par
l’instrument Gravity sur le VLT
47
Spectroscopie
• Spectroscopie d’ouverture
• Spectroscopie à longue fente
• Spectroscopie intégrale de champ
• Domaine visible mais aussi infrarouge,
UV, rayons X (moins bonne résolution aux
plus grandes énergies)
48
Spectroscopie d’ouverture
Vitesse,
Dispersion de vitesse …
49
Spectroscopie à longue fente
Profils cinématiques
50
Spectroscopie intégrale de champ
On obtient un
spectre à chaque
position
51
Spectroscopie intégrale de champ
Flux
Dispersion
Vitesse
52
Plan du cours
• Historique
• Principales techniques d’observation des galaxies
• 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
• Groupes et amas de galaxies
• Distribution des galaxies dans l’Univers
• Notions sur la formation et l’évolution des galaxies
53
Morphologie des galaxies
On distingue le bulbe, le disque, les bras spiraux (dans le
disque)
L’importance relative de ces trois éléments détermine la
« séquence » de Hubble (1930) :
Elliptiques : gros bulbe, pas de disque (E0 à E9
suivant aplatissement)
Lenticulaires : assez gros bulbe, petit disque (S0)
Spirales (barrées ou non) : petit bulbe, grand disque
(Sa, Sb, Sc suivant forme fermée/ouverte des bras
spiraux ; SBa, SBb, SBc si barrées)
Irrégulières
Attention : ce n’est pas une « séquence » dans le temps !
Plusieurs sous-types à l’intérieur de chaque type
54
Morphologie des galaxies :
petit bestiaire
Diagramme de Hubble (en diapason)
Type précoce
Early type
Type tardif
Late type 55
Principaux paramètres de la séquence de Hubble:
1. Elliptiques: type En, avec 0 ≤ n ≤ 9, n=10(1-b/a)
2. Rapport bulbe/disque: concentration de masse croissante
de Sc vers Sa
3. Masse totale croissante de « late » (tardif) vers « early » (précoce)
4. Fraction de gaz et donc formation d'étoiles décroissante de Sc à Sa
et à Elliptiques
5. Enroulement des bras croissant de Sc à Sa, dénotant une plus
grande stabilité des systèmes « early » (concentration de masse,
rapport gaz/étoiles)
56
MESSIER 87
Type Elliptique
57
CENTAURUS A = NGC 5128
Type Elliptique
58
MESSIER 104 (Sombrero)
Type Sa
59
MESSIER 31 (ANDROMÈDE)
Type Sb
60
GALAXIE « WHIRLPOOL » M 51
(Tourbillon)
Type Sc
61
NGC 1232
Type Sc
Image ESO VLT (Very Large Telescope) ANTU+FORS1
62
MESSIER 100 (NGC 4321) Type Sc
63
NGC 4314
Type SBa
64
NGC 1365 (Type SBc)
65
NGC 4214 (Galaxie Irrégulière)
(Image HST)
66
Le profil de la distribution de
lumière dans les galaxies
Galaxies elliptiques : loi de de Vaucouleurs, dite en r 1/4
Σ= brillance de surface
Σ = Σe exp {-7.67 [ (r/re) 1/4 - 1] }
Galaxies spirales : profil exponentiel
Σ = Σ0 exp [ - (r/rD) ]
Généralisation : loi de Sérsic (n=1 profil exponentiel =
spirales ; n=4, profil de de Vaucouleurs = elliptiques)
Σ = Σ0 exp [ - b n (r/r e )1/n ]
67
Remarques
Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble de
façon immuable
Les galaxies ne sont pas des systèmes complètement formés
Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes
barrés sont possibles selon la quantité de gaz accrétée
Il existe des bulbes et des pseudo-bulbes, qui diffèrent par leurs
propriétés cinématiques et par leur indice n de Sérsic
68
Les galaxies continuent leur formation et leur évolution
tout au long de l'âge de l'Univers :
soit par évolution séculaire, interne (évolution stellaire)
soit par interaction entre galaxies, fusions et accrétions
69
Proportions approximatives des
divers types (en nombre)
• 60% de galaxies elliptiques,
principalement des naines elliptiques
• 30% de spirales
• 10% d’irrégulières ou inclassables
Note : ces proportions sont différentes si on
considère les groupes et les amas de galaxies
70
Les galaxies cD d’amas
• Dans les amas de
galaxies la galaxie
elliptique centrale est
souvent devenue
énorme par accrétion
des galaxies qui
l’entourent
galaxie cD
(cluster Dominant)
La galaxie cD d’Abell 85
71