PHYSIQUE DES GALAXIES

1. PHYSIQUE DES GALAXIES COURS 1 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

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. Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours dans : www.iap.fr/users/durret/M1/ Cours de 2 heures lundi 21/10, 28/10, et 25/11 de 9h à 11h Cours de 4 heures lundi 18/11 de 9h à 13h Examen lundi 2/12 (horaire à confirmer)

4. Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée

5. 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 ?

6. Chronologie • 960 : Abd al-Rahman al-Sufi (Ispahan) : première mention d’Andromède ? • 1519 : Magellan mentionne les « nuages de Magellan »

7. Galilée (1610) : la Voie Lactée est constituée d’étoiles Wright (1750) : relie la théologie à l’astronomie ; existence d’autres « Centres Sacrés »

8. 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)

9. 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. Publication du General Catalogue en 1864.

10. Lord Rosse (1850) : découverte de la structure spirale d’Andromède et de nombreuses autres nébuleuses M51 la galaxie des chiens de chasse

11. Les premiers catalogues de galaxies William et John Herschel (1864) General catalogue John Dreyer (1888) New General Catalogue (NGC, puis IC)

12. Autres catalogues de galaxies • Zwicky • UGC (Nilson) • MCG (Vorontsov-Velyaminov) • Reference Catalogue 3 = RC3 (de Vaucouleurs)

13. 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)

14. 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

15. 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)

16. Andromède, la seule galaxie visible à l’œil nu dans l’hémisphère nord Carré de Pégase Andromède H. REEVES « Poussières d’étoiles »

17. Andromède (M31) et ses compagnes

18. Les nuages de Magellan LMC Large Magellanic Cloud SMC Small Magellanic Cloud

19. LE GROUPE LOCAL 3.5 millions d’années-lumière H. REEVES . « Poussières d’étoiles »

20. 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

21. Principales techniques d’observation • Imagerie • Spectroscopie • Différentes techniques suivant les longueurs d’onde • Au sol ou depuis l’espace (satellites)

22. OBSERVATOIRE DE MAUNA KEA (HAWAII, USA) Subaru JCMT Keck 1,2 Univ. Hawaii IRTF Magellan-Nord CFHT

23. TÉLESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII (CFHT, 3.60m de diamètre)

24. VERY LARGE TELESCOPE, PARANAL, CHILIESO (EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY)4 télescopes de 8.20m de diamètre

25. 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 !

26. Projet E-ELT(European Extremely Large Telescope)Diamètre entre 30 et 42m, multi-miroirs

27. ESO/ALMALes observations ont commencé!

28. Transmission atmosphérique Fenêtres d’observation : • Optique • Infrarouge • Radio

29. 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 U B V R I Filtres

30. Filtres superposés sur le spectre d’une galaxie elliptique

31. Filtres superposés sur divers spectres de galaxies Fλ

32. Distribution d’énergie de l’ultraviolet à l’infrarouge pour différents types de galaxies

33. 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

34. 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)

35. Redshifts photométriques Spectres modèles (« templates ») Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841

36. Contrôle par type : zphot versus zspec Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841

37. 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!)

38. Besoin d’une résolution spatiale élevée :instrument et « seeing » jouent un rôle En particulier • Pour résoudre des détails fins • Pour détecter des objets faibles

39. Dans l’espace : on s’affranchit du « seeing » Images Hubble Space Telescope Messier 100 Avant réparation Après réparation

40. 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 »

41. Etoile laser au télescope Keck (Hawaii)

42. L’optique active (AO) au sol Ray Wilson Image d’une étoile prise avec un télescope au sol sans et avec optique adaptative Sans AO Avec AO

43. Images du centre Galactiqueavec et sans optique adaptative

44. 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)

45. Spectroscopie d’ouverture Vitesse, Dispersion de vitesse …

46. Spectroscopie à longue fente Profils cinématiques

47. Spectroscopie intégrale de champ On obtient un spectre à chaque position

48. Spectroscopie intégrale de champ Flux Dispersion Vitesse

49. 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

50. 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