Variation systématique de la fonction initiale de masse (IMF) dans

Variation systématique de la fonction initiale de masse (IMF) dans les galaxies elliptiques
Extrait du Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la Recherche.
https://www.obspm.fr/variation-systematique-de-la-fonction-initiale-de.html
Variation systématique de la
fonction initiale de masse
(IMF) dans les galaxies
elliptiques
Date de mise en ligne : dimanche 1er avril 2012
Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la
Recherche.
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Variation systématique de la fonction initiale de masse (IMF) dans les galaxies elliptiques
Pour mieux connaître l'évolution des galaxies, et la masse immobilisée dans les étoiles, il est
essentiel d'évaluer la fonction initiale de masse des étoiles (IMF), i.e. quelles sont les
proportions d'étoiles massives ou d'étoiles naines lorsqu'il se produit une flambée de
formation d'étoiles par exemple. L'IMF est essentiel pour déduire le rapport Masse sur
Luminosité (M/L) d'une population d'étoiles, car les étoiles naines ont un M/L bien supérieur
à celui des étoiles massives. La variation de l'IMF d'une galaxie à l'autre a souvent été
proposée depuis près de 50 ans, mais les données étaient toujours compatibles avec un IMF
universel. Dans une récente étude menée par une équipe internationale, comprenant un
chercheur de l'Observatoire de Paris, les données photométriques et cinématiques de 260
galaxies de type elliptique ou précoce ("early-type") ont été modélisées afin d'estimer plus
précisèment le rapport M/L, et par là l'IMF intégré durant toute la vie de la galaxie. L'étude
conclut à une forte variation systématique de l'IMF, en fonction du rapport M/L, pouvant
générer des différences en masse d'un facteur trois. Ces différences proviendraient de
l'histoire de formation des galaxies elliptiques, dont on pense qu'elles se forment plus
rapidement et plus violemment que les galaxies spirales.
Figure 1 : Modélisation des champs de vitesse de 5 des galaxies de l'échantillon. Chaque colonne
correspond à une galaxie, dont le nom NGC est donné en haut. Les couleurs réprésentent les vitesses, avec
la palette indiquée en bas. Les vitesses ont été symétrisées par rapport à l'axe vertical central. La rangée du
haut sont les vitesses observées. La rangée du milieu représente les meilleurs modèles, ajustant le mieux
les données, avec un M/L indiqué à droite pour chaque galaxie. La rangée du bas reprend ce modèle mais
avec un M/L divisé par 1.5. On voit combien la variation de M/L détruit le bon ajustement avec les données.
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La détermination de la masse stellaire d'une galaxie est toujours entachée d'incertitudes. Pourtant il y a beaucoup
d'enjeu à la connaître : d'abord, connaissant la luminosité des étoiles, qui est observée dans diverses couleurs, on
en déduit le rapport Masse sur Luminosité, ou M/L, qui dépend de la nature des étoiles, de leur âge, de leur
métallicité, de leur distribution en masse. On peut ainsi remonter à l'histoire de la formation d'étoiles dans la galaxie.
D'autre part, connaissant la masse dynamique de la galaxie, dérivée du champ de vitesses des étoiles, on peut
déterminer la masse manquante, donc la quantité de matière noire dans la galaxie en fonction du rayon, par
soustraction de la masse stellaire à la masse totale. Dans les galaxies elliptiques ou lenticulaires, possédant très
peu de gaz interstellaire, la masse dynamique est dominée par la masse stellaire, la masse noire ne représentant
que quelques pourcents. Ceci est donc favorable pour mesurer la masse stellaire. Toutefois, ces galaxies de type
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"précoce" sont animées de mouvements aléatoires plus que de rotation, et il est difficile de modéliser le champ de
vitesses, dominé par la dispersion. La détermination de la masse dynamique demande alors un modèle plus
sophistiqué.
L'étude que vient de publier l'équipe internationale, s'attache à modéliser de façon très détaillée et précise un grand
échantillon de 260 galaxies de ce type, dont on voit quelques exemples dans la Figure 1. Ils disposent des champs
de vitesses à 2D obtenus sur le télescope William Herschel des iles Canaries, et de la photométrie multi-couleur
homogène du SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Ils ont fait varier un grand nombre de paramètres dans la
modélisation du champ de vitesses, incluant la quantité et la distribution de la matière noire, inclinaison, anisotropie
des vitesses. Le principal résultat est que, non seulement le rapport M/L est différent dans chaque galaxie, mais
aussi la fonction IMF ne peut pas être universelle, et doit varier d'une galaxie à l'autre, et notamment être différente
entre galaxies elliptiques et spirales. Les spirales auraient en proportion moins d'étoiles de petite masse, qui ont
peu de luminosité, alors que les elliptiques au contraire auraient beaucoup plus d'étoiles de petite masse. Beaucoup
d'études avaient essayé de montrer la non universalité de l'IMF, mais n'avaient pas eu assez de données pour
conclure de façon convaincante.
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