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Les galaxies

La séquence de Hubble : • elliptiques E0 – E9

• spirales Sa – Sc

• spirales barrées SBa – SBc

+ irrégulières

Classification

Propriétés globales

Spirales Elliptiques Irrégulières

Masse visible (M ) 109 – 1011 106 – 1013 107 – 1010

Diamètre (103 AL) 20 – 150 2 – 500 5 – 30

Etoiles tous âges vieilles tous âges

Orbites stellaires circulaires elliptiques

Matière interstellaire oui non oui

On a d’abord imaginé que la séquence de Hubble représentait un chemin évolutif

On ne le pense plus maintenant

Classification - 2

M74

Type Sc

(Gemini)

Classification - 3

NGC4565

Type Sb

(R. Gendler)

Classification - 4

M81

Type Sab

(G. Benintende)

Classification - 5

M104

« Sombrero »

Type Sa

(HST)

Classification - 6

NGC1300

Type SBbc

(HST)

Classification - 7

NGC1365

Type SBb

(SSRO/PROMPT et NOAO/AURA/NSF )

Classification - 8

M31

« nébuleuse d’Andromède »

Type Sb

et compagnons

M32

NGC205

(elliptiques naines)

(R. Gendler)

Classification - 9

M87

Elliptique géante

(CFHT)

Galaxie principale de l’amas de la Vierge

Classification - 10

M82

Irrégulière

(HST)

Site de formation active d’étoiles

Interaction « récente » avec M81

Classification - 11

Naine du Sagittaire

Irrégulière naine

(HST)

Satellite de notre Galaxie

Classification - 12

Grand Nuage de Magellan

Irrégulière naine

+ barre

(Wei Hao Wang, IfA, Univ. Hawaii)

Principal satellite de notre Galaxie

Classification - 13

Les galaxies ont tendance à se grouper en associations de tailles variables : groupes ou amas

• le groupe local contient ~ 30 galaxies

dont 2 galaxies importantes

il est un satellite de l’amas important le plus proche :

• l’amas de la Vierge contient ~ 2000 galaxies

dont ~ 100 galaxies importantes

• les galaxies elliptiques sont plus nombreuses dans les amas

• les galaxies spirales sont plus nombreuses hors des amas

Amas de galaxies

L’amas de la Vierge situé à ~ 18 Mpc

Amas de galaxies - 2

L’amas de la Coma situé à ~ 100 Mpc

(Jim Misti)


L’amas Abell 1185 situé à ~ 400 Mpc

(CFHT)



Grandes structures

Les amas de galaxies se regroupent en superamas qui se concentrent

Distribution des galaxies à grande échelle

en « surfaces » irrégulières (walls) entourant des « bulles » presque vides (taille ~ 1 Mpc)

Cette structure est révélée par d’ambitieux projets de cartographie à 3 dimensions de l’Univers :

• 2 coordonnées sont déduites de la position de la galaxie sur le ciel

• la distance est déduite du décalage spectral vers le rouge

→ spectres de milliers de galaxies


Les champs profonds de Hubble

Hubble Ultradeep Field:

Champ dépourvu d’étoiles brillantes

11.3 jours de pose avec ACS (visible) et 4.5 jours avec NICMOS (IR)

~ 10 000 galaxies dans un champ de 36.7 minutes d’arc au carré

↔ ~ 100 milliards de galaxies dans l’Univers observable

• Collisions de planètes : très peu probables

d (planètes) ~ 1000 RP

• Collisions d’étoiles : encore plus improbables

d (étoiles) ~ 10 000 000 R*

• Collisions de galaxies : fréquentes dans les groupes et amas

d (galaxies) ~ 10 à 100 RGal

– peu probable que les étoiles entrent en collision

– mais orbites perturbées → certaines étoiles éjectées hors des galaxies

(~10 à 30% des étoiles de l’amas de la Vierge)

Collisions de galaxies

M51, galaxie spirale en interaction avec NGC5195, un compagnon moins massif

Collisions de galaxies - 2

Arp295, deux galaxies qui sont passées très près l’une de l’autre, ce qui a provoqué des « queues de marées »

(USNO, Flagstaff)


NGC4038 et 4039, « les antennes », deux galaxies en collision, avec intense formation d’étoiles et spectaculaires « queues de marées »

(Daniel Verschatse – Antilhue Observatory)


NGC520, probablement deux galaxies spirales entrées en collision il y a 300 millions d’années et qui ont presque fusionné

(Gemini obs.)


AM0644−741, avec anneau de diamètre ~ 150 000 AL, siège de formation intense d’étoiles (résultat de collision « frontale »)

(HST)


Galaxie « Cartwheel » (roue de charrette) avec anneau de gaz et formation intense d’étoiles

(HST)


Contours d’hydrogène neutre superposés à l’image optique de la galaxie « Cartwheel » → révèlent un « pont » de matière


Conséquences des collisions galactiques

• Peu de perturbations sur les étoiles, sinon leurs orbites

• Perturbations importantes des nuages de matière interstellaire

→ formation d’étoiles (et plus… voir la suite…)

• Simulations par ordinateur :

→ reproduisent les formes bizarres

→ collision de 2 spirales finit par donner une elliptique

→ les elliptiques géantes pourraient toutes résulter de collisions

(en accord avec leur prédominance dans les amas)

→ qu’est devenu le gaz ?


Simulations de collisions galactiques

Il existe des logiciels disponibles permettant de simuler, de manière simplifiée, des collisions de galaxies

Ex : « GalCrash »

http://burro.cwru.edu/JavaLab/GalCrashWeb/main.html


Qu’est-ce qu’un AGN ?

AGN = Active Galactic Nucleus = Noyau Actif de Galaxie

Centre actif de la galaxie NGC1097 (VLT)

Certaines galaxies ont un comportement particulier:

• centre très lumineux

• libération d’une quantité énorme d’énergie dans un petit volume

• fortes raies d’émission

4 catégories principales d’AGN:

→ galaxies de Seyfert, radiogalaxies, blazars et quasars

Galaxies actives et quasars

Les galaxies de Seyfert

1943 : Carl Seyfert → catalogue qui regroupe les galaxies spirales avec un noyau particulièrement brillant

Luminosité des noyaux très variable sur des périodes de moins d’un an

→ taille < ~1 AL

2 sous-catégories selon le spectre :

• Type 1 : continuum intense + raies d’émission permises larges + raies interdites plus étroites (élargissement Doppler moindre)

• Type 2 : uniquement raies d’émission étroites

Spectres de galaxies de Seyfert

Galaxies actives et quasars - 2

Les radiogalaxies

= galaxies elliptiques géantes + fortes émissions dans le domaine radio

(10 000 fois plus que les galaxies normales)

Pas forcément de contrepartie optique du noyau

Ondes radio créées par des électrons très énergétiques en mouvement dans un champ magnétique

→ radiation synchrotron

Radiogalaxie Centaurus A


La radiation synchrotron

Particule chargée en mouvement relativiste dans un champ magnétique :

→ la particule spirale autour des lignes de champ

→ rayonnement dépendant de l’intensité du champ magnétique et de la distribution de vitesse des particules : Fν ~ ν−α (non thermique)

BvqF


Émission radio

Flux radio < lobes radio

(extension totale ~10 fois supérieure à celle de la galaxie)

Parts of the radio galaxy Cygnus A

Lobes parfois reliés au noyau par de fins filaments appelés jets radio

(relativistes car composés de particules en mouvement dont la vitesse est proche de c)

2 types : Narrow-Line & Broad-Line Radio Galaxies (NLRG/BLRG) selon l’absence ou non de raies permises larges dans le spectreRadiogalaxie M87


Les quasars

Quasar = QUAsi-Stellar Astronomical Radio Source

Néologisme introduit dans les années 1950 avec la découverte de fortes sources radio ponctuelles dont certaines sans contrepartie optique

À l’époque : nouveau type d’étoiles de la Voie Lactée montrant des raies d’émission ne correspondant à aucun élément chimique connu ?

1963 : Maarten Schmidt découvre que les quasars sont sources très distantes donc très lumineuses

→ raies d’émission fortement décalées vers le rouge (redshift)


Maarten Schmidt

Quasars et QSOs

Tous les quasars n’émettent pas dans le domaine radio

→ quasars radio-loud (radio-forts) & radio-quiet (radio-faibles)

→ Autre nom pour les radio-faibles : Quasi-Stellar Objects (QSOs)

La brillance du noyau et la distance masquent la galaxie hôte

→ apparaissent ponctuels sauf sur observations à haute résolution

Frontière floue entre radio-quiet QSOs et Seyferts

→ définition adoptée : QSO si MV < −23


Un quasar et sa galaxie hôte (HST)

Quasars et galaxies hôtes

On trouve les quasars au centre de galaxies massives de tous types, mais souvent perturbées par des interactions gravitationnelles

~ 60 000 quasars connus

~ 10% sont des émetteurs radio intenses

Redshift 0.06 < z < 6.4

→ situés entre 800 millions et 13 milliards d’AL

→ outil précieux pour sonder le passé de notre Univers


Galaxies hôtes de quasars (HST)

Spectres des quasars

Luminosité ~ 1012 à 1015 fois celle de notre Soleil

Distribution spectrale : continuum non thermique (≠ loi du corps noir)

Spectre typique d’un quasar de type 1


→ rayonnement synchrotron

• Quasars de type 1 : raies larges + étroites

• Quasars de type 2 : raies étroites uniquement, continuum plus faible (sont plus rares)

↔ galaxies de Seyfert

Les blazars

BL Lacertae (prototype découvert en 1929) + quasars = blazars

Caractéristiques : apparaissent ponctuels à faible résolution, émetteurs radio intenses, hautement variables, situés au centre de galaxies elliptiques

2 sous-catégories :

• BL Lac: absence de raies larges

• OVV = Optically Violently Variables : présence de faibles raies larges

Fluctuations en intensité du blazar 1156+295


Modèle d’unification des AGN

Idée de base :

Les différents types d’AGN sont des variantes du même phénomène :

• à des luminosités diverses

• vu sous différents angles

Prenant en compte :

• l’anisotropie du rayonnement des AGN

• l’extinction due à la poussièreVue d’artiste d’un AGN


Ingrédients de base du modèle

Au centre d’un AGN : trou noir supermassif (106 à 109 M )

• accrétion de matière

• conservation du moment cinétique → matière environnante répartie en un disque d’accrétion (en rotation)

• phénomènes de friction qui chauffent la matière

→ émission d’un continuum

→ libération de grandes quantités d’énergie


Autre vue d’artiste d’un AGN

Énergie rayonnée par les AGN

Puissance typique d’un AGN : ~1040 W

→ consomme une masse ~10 M /an

(jusque 100 pour les quasars les plus lumineux)

• les AGN « s’allument » et « s’éteignent » selon la matière disponible

• Si toute la matière aux environs est consommée l’AGN devient invisible et son hôte une galaxie normale

• AGN plus nombreux dans le passé

• La Voie Lactée a pu passer par un stade d’AGN (probablement assez modéré)

Illustration d’un trou noir


Variabilité des AGN

Variation du rythme auquel le trou noir est alimenté

→ variation de luminosité du noyau actif

Dépend :

• de la présence de matière au voisinage du trou noir

• de mécanismes amenant la matière près du trou noir :

– barre dans une galaxie spirale

– collision entre galaxies


Régions d’émission des raies

Nuages de gaz en orbite autour du trou noir

→ responsables des raies en émission observées dans les spectres

• Broad-Line Region (BLR) : nuages denses proches du trou noir

→ mouvements rapides

→ grande dispersion des vitesses

→ raies larges

• Narrow-Line Region (NLR) :

nuages moins denses et plus loin du trou noir


Autour du trou noir

Tore de poussières

• entoure les nuages en rotation rapide

• situé dans le même plan que le disque d’accrétion

• opaque à la lumière visible et UV

Éventuels jets radio

• particules accélérées le long de l’axe de rotation jusque v ≈ c

• décélérées quand rencontrent matière → lobes radio


Effets de l’orientation par rapport à la ligne de visée

On observe la BLR :

→ quasar ou Seyfert de type 1

On n’observe pas la BLR :

→ type 2

On observe un ou plusieurs jets de profil

→ Radiogalaxie (NLRG ou BLRG selon le cas)

Un jet pointe vers nous

→ Blazar


Fin du chapitre…

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