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PHYSIQUE DES GALAXIES

Florence DURRET(Institut d’Astrophysique de Paris)

COURS 3

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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

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ET EN PLUS ELLES TOURNENT !

MESURE DE LA ROTATION D’UNE GALAXIE

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Les courbes de rotation du gaz et des étoiles

• Gaz : raies d’émission en lumière visible ou émission à 21cm de l’hydrogène neutre HI (dans le domaine radio)

• Etoiles : raies d’absorption dans le visible

• Les propriétés cinématiques du gaz et des étoiles ne sont pas toujours identiques

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Le gaz HI - Cinématique

NGC 253 – Observations HI

Koribalski et al.

Image optique

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Courbes de rotation en HIet profils HI associés

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Champ de vitesse

Khoruzhii et al.

Le gaz ionisé : Hα

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Des champs de vitesse de galaxies à z=2!(VLT/SINFONI, Förster-Schreiber et al. 2011,

The Messenger 145, 39)

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Etoiles : raies d’absorption dans le visible : exemple du triplet du calcium

Galaxie

Etoile

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Courbe de rotation de NGC 2712 et modèle

Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

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IC 184

Courbes de rotationdu gaz (noir, vert), des étoiles (bleu) et modèle (rouge)

Las Campanas WHT (Canaries)

Márquez, Durret et al.2003, A&A 416, 475

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Interprétation d’une courbe de rotation et modèle simple

• Equation : v(R)=v0 + 2/π vc arctan(R)

• R=(r-r0)/rt

• v0 = vitesse du centre de rotation

• vc = vitesse asymptotique

• r0 = position du centre de la galaxie

• rt = rayon à la transition entre partie croissante et partie plate de la courbe de rotation

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vc

rt

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Exemples de contre-rotation dans les régions centrales

NGC 6860

Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

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QUELQUES COURBES DE ROTATION

Casertano & van Gorkom (1991) AJ 101,1231

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• Les disques des galaxies spirales sont aplatis parce que les spirales tournent sur elles-mêmes à grande vitesse (plusieurs centaines de kilomètres par seconde)

• Les propriétés cinématiques des galaxies spirales peuvent être modifiées par des interactions avec d’autres galaxies, et/ou par la présence d’une forte concentration de matière en leur centre (cas des galaxies à noyau actif)

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• Il est beaucoup plus difficile de détecter la rotation des galaxies elliptiques (pas de raies d’émission, car pas de gaz, et rotation très lente)

• On peut par exemple mesurer les vitesses des nébuleuses planétaires pour mesurer la rotation des galaxies elliptiques (cf. Centaurus A, Lokas 2007)

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La courbe de rotation des galaxies spirales ne décroît pas à grande distance du noyau

présence d’un halo de matière noire

On ne peut pas voir directement la matière noire, mais elle a des effets gravitationnels visibles sur les propriétés cinématiques

Probablement halos massifs de grande taille autour des galaxies (les raies d’absorption dans le spectre de certains quasars, dues aux halos des galaxies intervenantes, voir page suivante, sont dus a de la matière « ordinaire » mais trop peu dense pour être vue autrement qu’en absorption, il y a donc aussi de la matière baryonique « invisible »)

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Modèles de masses

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Brillance de surfaceCinématique

Densité spatiale

Librairie d’Orbites

Observables pour chaque orbite

Densité de surfaceM/L

Potentiel

Matière noire

2 de l’ajustement

Superposition optimale d’orbites

La méthode de Schwarzschild

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NGC 821: Schwarzschild

Le champ de vitesses est bien reproduit par le modèle

DONNEES

MODELE

RESIDUS

Mc Dermid et al. 2002

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Type Masse (M0)

Elliptiques naines 106

Petites spirales 1010

Voie Lactée 1.5 1011

Grandes spirales 3 1011

Elliptiques géantes 1013

1M0 = 2 1030 kg = masse du Soleil

Cette masse est principalement sous la forme d’étoiles (+ halo de matière noire)

LES MASSES DES GALAXIES

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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

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Les galaxies en interaction

On observe que les galaxies peuvent se regrouper par paires, petits groupes (quelques unités), grands groupes (quelques dizaines) et amas (jusqu’à plusieurs centaines).

Dans certains cas, il peut y avoir fusion de deux ou plusieurs galaxies; ainsi il existe souvent au centre des amas de galaxies une galaxie « géante » qui a probablement accrété un certain nombre de galaxies environnantes.

Notre Galaxie fait partie du « Groupe Local »

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LE SYSTÈME EN COLLISION NGC 2207 / IC 2163

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• Les galaxies peuvent passer l’une près de l’autre sans choc

• Seule force mise en jeu : la gravitation

• Très grand nombre de formes observées

• Les énergies mises en jeu sont énormes :

Mgal 1012 Mo = 2 x 1042 kg E ~ 1053 J

V relative = 300 km/s

• Il n’y a presque aucune véritable collision (choc de deux étoiles) Section efficace du soleil 1017 m2

Densité d’étoiles près du soleil 10-32 m -2

Probabilité de collision de deux étoiles 10-15

• Échelle de temps 300 x 106 ans simulations numériques

• Les galaxies sont un milieu sans collisions• Et pourtant le nombre de particules est très grand N ~1011 (paradoxe)

Les interactions de galaxies : généralités

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SIMULATIONS NUMÉRIQUES : PRINCIPE

• Paramètres orbitaux :

Rapport des masses des deux galaxies : M2 / M1

Vitesse relative à la distance minimum : V Paramètre d’impact (distance minimum) : b Angle d’attaque Sens de rotation des deux galaxies

• Paramètres de structure :

Masses des composantes : bulbe, disque, halo et parfois barre

• Évolution temporelle

• Problème : beaucoup trop de possibilités !

• Avantage : on étudie PASSE et FUTUR

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Toomre (1978)

Décroissance du paramètred’impact b

↓↓

temps

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SIMULATIONS À N CORPS

Vues de Face

Vues de Profil

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On définit S = Intensité de l’interaction agissant sur la galaxie primaire de masse M1 (la plus massive des deux galaxies)

S proportionnelle à G M2 / b V vc

G = constante de la gravitation

M2 = masse compagnon

b = paramètre d’impact

V = vitesse relative à l’impact

vc = vitesse de rotation de la galaxie primaire (la plus massive)

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LES INTERACTIONS SANS DESTRUCTION DES DEUX GALAXIES

• La matière est « tirée » par des forces gravitationnelles

• Collision de deux disques gazeux :

« Éclaboussures » de gaz et/ouChauffage du gaz par ondes de choc

• Selon l’inclinaison des disques, on a (ou non) des « ponts de matière » ou des « queues de marée »

• Transfert de masse si l’inclinaison de l’orbite < 45 et si b < 2 R Gal, sinon il y a des “ponts de matière”

• Conséquence des transferts de matière : gaz comprimé formation d’étoiles

• Destruction totale si l’énergie mise en jeu (énergie cinétique) énergie potentielle de liaison

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LES RÉSULTATS D’INTERACTIONS

• Les galaxies à anneau• Les coquilles autour des galaxies elliptiques• Les barres (formation/destruction)• Les bulbes « boîtes » ou « cacahuètes »• Le gauchissement du plan des galaxies à disque

• Et les interactions multiples ? (plus de deux) Sans doute relativement rares, sauf à grand z

Très difficiles à modéliser

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LES GALAXIES À ANNEAU

• Rares : M2 / M1 0.1 – 1 et collision de face

• Onde de compression formation d’étoiles dans l’anneau

• Si la symétrie n’est pas totale, nombreuses formes possibles

(« Champignon Sacré » )

• Si l’impact se produit plus loin du centre spirale et étirement

• Si impact dans le plan du disque, « dégâts » plus grands car l’interaction dure plus longtemps épaississement du disque

• Collisions « rétrogrades » éventails (rares)

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AM 1724 – 622 LE « CHAMPIGNON SACRÉ »

pont de matière

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Galaxies à anneauLorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: ondes de densité concentriquescf. Lynds & Toomre 1976

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Horellou & Combes 1999

Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondreavec les anneaux résonants dans les galaxies barrées

De même, un autre phénomène: les anneaux polaires(une fois vus de face…)

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Formation des anneaux polaires

• par fusion de galaxiesavec moments angulairesperpendiculaires

• par accrétion de gaz dansles parties externes

cf. Voie Lactée/ Grand Nuage de Magellan

Forme à 3D de la distribution de matièrenoire ?

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Formation des anneaux polaires

Par collision ?Bekki 1997, 1998

Par accrétion ?Schweizer et al. 1983Reshetnikov et al. 1997

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Formation d'anneaux

Formation d'un anneauà la résonance interne de Lindblad (ILR)Combes & Gerin 1985

Formation d'un anneauà la résonance externede Lindblad (OLR)Schwarz 1981

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LA GALAXIE À COQUILLES (galaxie hôte du quasar MC2-1635+119)

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NGC 5907

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Collision mettant en jeu une galaxie barrée destruction de la barre

Influence des interactions sur les barres

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Barres nucléaires

Phénomène observé depuis longtemps,mais expliqué seulementdepuis quelques années

NGC 1317

NGC 1433

Wozniak et al. 1995Contours + couleurs B-V

NGC 5850

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Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes

Ici une barre nucléaire (droite, champ de 36") au sein de la barre primaire (gauche, champ de 108")

La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (Combes et al. 2001)

NGC 5728DSS+CFHAdaptive OpticsNIR

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NGC 4314

Formation d'étoiles dansl'anneauentourantla barrenucléaire

Les barres nucléaires sont surtout visibles en IR proche, non perturbé par l'extinction

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Tol 0109 – 383 (filtre rouge) Bulbe « boîte »

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Profil vertical : bulbes cacahuètes

La barre dans une direction se développe en « cacahuète » au bout de quelques Gyr.Forme de boîte dans l'autre orientation.

Résonance en z(Combes & Sanders 1981,Combes et al. 1990)

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NGC 128Galaxie « cacahuète »

COBE, DIRBE Voie Lactée

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Gauchissement du plan des galaxies à disque

Bottema 1996

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Messier 51et son compagnon NGC 5195

Toomre & Toomre1972

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HSTformation de SSC(Super Star Clusters)

Les Antennes

Contours HI obtenus au VLA+ couleurs BVR

Hibbard et al. 2001

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Les AntennesToomre & Toomre1972

Hibbard website

55Zoom sur les Antennes

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Simulations numériques(Dubinski et al. 1996)

La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noireet surtout sa concentration

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Exemples de fusions de galaxies(site web de Hibbard)

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Eclaboussures de gaz interstellaire

Messier 81, Messier 82, NGC 3077

HI Optique

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Groupe Local : reconstitution de l’interaction

Rapport de masse faible, de l’ordre de quelques %Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local

Les Nuages deMagellan passentdevant la Voie Lactée

V ~200 km/s

Contraintes sur lamasse de la Voie Lactée

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Le Courant Magellanique

Détecté en hydrogène atomique HI à 21cm de longueur d ’ondeAutant de masse de gaz dans le courant que dans le Petit Nuage de Magellan (SMC)

Le gaz doit avoir été aspiré du Petit Nuage, selon les simulations

Putman et al. 1998

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Interactions avec la Voie Lactée

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Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie

Origine encore inconnue Leur masse dépend de leur distanceRésidus de la formation du Groupe Local ? --> très massifsOu juste chute des Nuages de Magellan ?

Origines multiples

Wakker et al. 1999

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Interaction avec AndromèdeLa galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la VoieLactée, n’est qu’à 700 kpcElle se dirige vers nous à 300km/s

Sur la base de sa vitesse radiale, le temps d’approche est de 2 Gyr

Mais sa vitesse tangentielle estinconnue

Bientôt des mouvements propresavec le satellite GAIA (2013)

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Simulations de la rencontre avec M31

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QUELQUES CONCLUSIONS Grande importance des collisions :

MorphologieÉvolution des galaxiesFormation d’étoiles

Processus inévitable dans la formation des grandes structures de l’Univers (Modèle Hiérarchique)

Étude (simulations numériques) rendue possible par :

- Ordinateurs puissants- Richesse des moyens observationnels (régions très peu

lumineuses, finesse des détails)

Et les interactions multiples ? (plus de deux) Sans doute relativement raresTrès difficiles à modéliser

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Une théorie alternative à la matière noire : MOND

• MOND = MOdified Newtonian Dynamics est la théorie développée par M. Milgrom à partir de 1983, avec quelques collaborateurs (Bekenstein, Sanders…) qui suppose qu’aux faibles accélérations (a) la gravitation newtonienne (force F) n’est plus valable

• F=ma μ(a/a0) avec μ(x)=x (1+x2)-1/2

x=a/a0 et a0 ~1.2 10-8 cm s -2

• Cette théorie explique bien les courbes de rotation des galaxies spirales, mais pas les observations dans les amas de galaxies (théorème du viriel, estimation de la masse totale à partir de l’émission en rayons X et à partir des lentilles gravitationnelles

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• Simulations numériques basées sur MOND : voir thèse d’Olivier Tiret, et aussi Combes & Tiret (2009) arXiv:0908.3289

• Résultats compatibles avec les observations

• Moins de fusions de galaxies, mais pour les fusions qui ont lieu la durée est plus longue

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Simulations numériques basées sur MOND : en haut, les Antennes, en bas une galaxie barrée

Combes & Tiret (2009) arXiv:0908.3289

Newton MOND