Distances des galaxies

PHYSIQUE
DES
GALAXIES
COURS 1
Florence DURRET
(Institut d’Astrophysique de Paris
et Université Pierre et Marie Curie)
1
Les fichiers pdf et ppt seront disponibles
avant chaque cours dans :
www.iap.fr/users/durret/DUOP/
Cours mardi 11 mars, 25 mars et 1er avril
2014
de 17h à 20h
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
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 (17501848).
Son fils John Herschel (1792-1871) astronome et chimiste
9
Lord Rosse (1850) : découverte de
la structure spirale d’Andromède et
de nombreuses autres nébuleuses
M51 vue par le
satellite Herschel
M51 : la galaxie des chiens de chasse
dessin de Rosse
photographie
10
Les premiers catalogues de
galaxies
John Herschel (1864)
John Dreyer (1888)
General catalogue New General Catalogue
11
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)
12
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
premières mesures des distances
des galaxies
13
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
• 1 pc (parsec) ~ 3.26 année-lumière
14
Andromède, la seule galaxie visible à l’œil nu
dans l’hémisphère nord
Carré de
Pégase
Andromède
H. REEVES « Poussières d’étoiles »
15
Andromède (M31) et ses
compagnes
16
Les nuages de Magellan
LMC
Large Magellanic Cloud
SMC
Small Magellanic Cloud
17
LE GROUPE LOCAL
∼ 3.5 millions d’années-lumière
H. REEVES . « Poussières d’étoiles »
18
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
19
Principales techniques
d’observation des galaxies
• Imagerie
• Spectroscopie
• Différentes techniques suivant les
longueurs d’onde
• Au sol ou depuis l’espace (satellites)
20
Transmission atmosphérique
Fenêtres d’observation au sol :
Optique
Infrarouge
Radio
21
OBSERVATOIRE DE MAUNA KEA (HAWAII, USA)
Subaru
JCMT
Keck 1,2
Univ.
Hawaii
IRTF
Magellan-Nord
CFHT
22
TÉLESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII
(CFHT)
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)
26
ESO/ALMA
(les observations
ont commencé!)
27
Imagerie (visible)
• Caméras CCD en lumière visible
• Exemple de très grande caméra : Megacam au
Télescope Canada-France-Hawaii (diamètre 3.6m)
40 CCDs de 2048x4612 pixels, soit 340 Mpixels
Champ 1°x1°, 0.187 ’’/px
1 image ~ 1.64 Gigaoctets
• Une nuit d’observation = plusieurs dizaines d’images
UB
V
R
I
Filtres
28
Fλ
Transmission des filtres superposée sur des spectres
de divers types de galaxies
29
• Caméra infrarouge proche WIRCam au CFHT :
4 détecteurs 2048x2048, champ 20’x20’, 0.3’’/px
• Très haute résolution spatiale : Hubble Space
Telescope (HST) en optique (UV), optique
adaptative/active au sol
• En UV, X, γ observations par satellite seulement
• En radio, antennes de grand diamètre ou
multiples
30
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)
31
Besoin d’une résolution spatiale élevée :
instrument et « seeing » jouent un rôle
En particulier
• Pour résoudre des détails fins
• Pour détecter des objets faibles
Seeing :
• caractérise la qualité d’image liée à la turbulence
atmosphérique
• mesuré par la fonction d’étalement d’un certain
nombre d’étoiles sur une image
32
Dans l’espace : on s’affranchit du « seeing »
Images Hubble Space Telescope
Messier 100
Avant réparation
Après réparation
33
Au sol :
l’optique active/adaptative (AO)
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 » (ni trop brillante, ni trop faible) dans le
champ, sinon « étoiles guides lasers » (par exemple au Very Large
Telescope sur Yepun)
on déforme le miroir primaire en temps réel à l’aide de petits vérins
(optique active)
34
Etoile laser au
télescope Keck
(Hawaii)
35
L’optique active
(AO) au sol
Ray Wilson
Image d’une étoile prise
avec un télescope au
sol sans et avec optique
adaptative
36
Sans AO
Avec AO
Images du centre Galactique
avec et sans optique adaptative
37
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)
38
Spectroscopie d’ouverture
Vitesse,
Dispersion de vitesse …
39
Spectroscopie à longue fente
Profils cinématiques
40
Spectroscopie intégrale de champ
On obtient un spectre à
chaque position
41
Spectroscopie intégrale de champ
Flux
Dispersion
Vitesse
42
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
43
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
44
Morphologie des galaxies :
petit bestiaire
Diagramme de Hubble (en diapason)
Type précoce
Early type
Type tardif
Late type 45
Principaux paramètres de la séquence de Hubble:
1. Rapport bulbe/disque: concentration de masse décroissante
de Sa vers Sc
2. Masse totale décroissante de « early » (précoce) vers « late »
(tardif)
3. Fraction de gaz et donc formation d'étoiles croissante des
Elliptiques aux Sa puis aux Sc
4. Enroulement des bras décroissant de Sa à Sc, dénotant une plus
grande stabilité des systèmes « early » (concentration de masse,
rapport gaz/étoiles)
46
MESSIER 87
Type Elliptique
47
CENTAURUS A = NGC 5128
Type Elliptique
48
MESSIER 104 (Sombrero)
Type Sa
49
MESSIER 31 (ANDROMÈDE)
Type Sb
50
GALAXIE « WHIRLPOOL » M 51
(Tourbillon)
Type Sc
51
NGC 1232
Type Sc
Image ESO VLT (Very Large Telescope) ANTU+FORS1
52
MESSIER 100 (NGC 4321) Type Sc
53
NGC 4314
Type SBa
54
NGC 1365 (Type SBc)
55
NGC 4214 (Galaxie Irrégulière)
(Image HST)
56
Remarques
Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble de
façon immuable
Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés
possibles selon la quantité de gaz accrétée
Les galaxies ne sont pas des systèmes complètement formés
Elles continuent leur formation tout au long de l'âge de l'Univers
• soit par évolution séculaire, interne (évolution stellaire)
• soit par interaction entre galaxies, fusions et accrétions
57
Proportions approximatives des
divers types (en nombre)
• 60% de galaxies elliptiques,
principalement des naines elliptiques
• 30% de spirales
• 10% d’irrégulières ou inclassables
58
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
59
NOTRE GALAXIE (la Voie Lactée)
Difficile à observer car nous sommes dedans !
60
Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée
61
Le Soleil est à environ
26.000 années-lumière
du centre galactique.
62
La Voie Lactée est une galaxie spirale avec 4
bras
position
du Soleil
63
La Voie Lactée ressemble sans
doute à ceci :
64
LA VOIE LACTÉE À DIFFÉRENTES LONGUEURS D’ONDE
65
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
66
Distances des galaxies
Quelques définitions :
• 1 UA (Unité Astronomique) = 150 millions de km
= distance moyenne Terre-Soleil
• 1 année lumière = distance parcourue par la
lumière en 1 année
≈ 1016 m
• 1 pc (parsec) = distance d’une étoile dont la
parallaxe est 1 seconde d’arc = 3,25 année
lumière = 3,09 1016 m
• 1 kpc = 103 pc
• 1 Mpc = 106 pc
67
Quelques définitions (suite)
• L=4π D2 F
où L = luminosité (en watts ou en erg/s)
F= flux reçu (en watt m-2 ou en erg cm-2 s-1 )
D= distance de l’objet (en mètres ou en Mpc)
Si on mesure F et on estime D, on a L
• magnitude apparente m= - 2.5 log10 F (+cte)
• couleur = différence de deux magnitudes
• d~αD
où d=diamètre linéaire (en mètres ou en kpc)
α=diamètre angulaire (en radians, attention!)
68
Quelques ordres de grandeur
•
•
•
•
•
•
•
•
Echelle de l’homme : le m
Echelle accessible à pied : le km
Le rayon de la planète Terre = 6400 km
Le rayon de la planète Jupiter = 70.000 km
Le rayon du Soleil = 700.000 km
La distance Terre-Soleil = 150 106 km
La distance Pluton-Soleil = 5.9 109 km
La distance à l’étoile la plus proche (Proxima du Centaure)
=
4 années lumière = 4 1013 km
• La dimension des galaxies s’exprime en kpc
• La distance à la galaxie la plus proche (Grand Nuage de
Magellan) = 150.000 années lumière = 50 kpc
• Les distances des galaxies proches s’expriment en Mpc
69
Les magnitudes
• Magnitude apparente
m = - 2.5 log10 F +cte (F=flux)
Attention, un objet de grande magnitude
est faible !
• Magnitude absolue = magnitude apparente
qu’aurait une étoile si elle était située à 10 pc
m-M = 5logDpc -5
où D est la distance exprimée en pc
70
LA MESURE DES DISTANCES
• On mesure la distance des étoiles proches (de notre
Galaxie) par leur parallaxe
• Pour déterminer la distance des galaxies, on a ensuite
construit une échelle de distances de proche en proche
grâce à une succession d’indicateurs dans notre Galaxie
d’abord, puis dans les galaxies proches
Indicateurs primaires : certains types d’étoiles variables :
les Céphéides, les RR Lyrae, les novae
Indicateurs secondaires : les régions HII, les étoiles
supergéantes, les amas globulaires
Indicateurs tertiaires : les diamètres et luminosités des
galaxies
71
LA NOTION DE PARALLAXE (ÉTOILES PROCHES)
La terre tourne autour du soleil :
{Au 21 mars elle est en T1 et voit l’étoile vers 1
{Au 21 septembre elle est en T2 et voit l’étoile vers 2
Sur deux images prises à 6 mois d’intervalle, on voit se
déplacer l’étoile par rapport aux autres étoiles (lointaines
donc ∼ fixes)
1
T2
2
T1
72
On connaît l’optique Télescope + Détecteur →
Correspondance pixel → secondes d’arc
Donc on peut mesurer 2ω → parallaxe = ω
tg ω = ST / SE ∼ ω rd d’où SE = distance de l’étoile
DIFFICULTE : les ω sont de petits angles, donc difficiles à
mesurer, et seulement mesurables pour étoiles proches
Le satellite Hipparcos a mesuré la parallaxe de ∼ 100.000
étoiles au début des années 1990
Le satellite GAIA (lancé en décembre 2013) va mesurer la
parallaxe de 106 étoiles de notre Galaxie, et aussi
d’étoiles des galaxies proches. Au total, il observera
TOUS les objets de magnitude V<20 en 5 ans.
73
UN PREMIER INDICATEUR DE DISTANCES :
LES CÉPHÉIDES
Henrietta Leavitt (1868-1921)
Etoiles dont l’éclat varie ; la période P de ces variations
dépend de leur luminosité moyenne :
P est d’autant plus courte que l’éclat moyen est faible,
ou que la magnitude apparente m est élevée
(Henrietta Leavitt, 1912)
< M > = a log P + b
où < M > est la magnitude absolue moyenne.
74
Deux exemples de Céphéides
(étoiles pulsantes)
75
< M > = a log P + b
a et b déterminés à partir de Céphéides de notre Galaxie (distance
mesurée par ailleurs, par ex. avec parallaxes)
on mesure P
on déduit la magnitude absolue < M >
actuellement < M > = -1.43 -2.81 log P
(Feast & Catchpole 1997)
on mesure la magnitude apparente m
on obtient la distance D de la galaxie grâce à la relation:
m - M = 5 log Dpc - 5
76
Les Céphéides des Nuages de
Magellan
Années 1960
Années 1990
Les observations sont plus précises
et il y a en réalité deux séquences !
77
UN DEUXIEME INDICATEUR DE DISTANCES :
LES SUPERNOVAE
Les supernovae sont des étoiles massives qui explosent à
la fin de leur « vie » en libérant une quantité d’énergie
considérable.
Un certain type de supernovae, les SNIa, présente dans
son spectre une large raie d’absorption due au silicium
et l’absence de raies d’hydrogène.
La magnitude absolue Mmax qu’atteignent les SNIa au
maximum de leur éclat est constante d’une
étoile à l’autre à 25% près et vaut environ -19.5.
En mesurant leur magnitude apparente au maximun d’éclat
on peut donc déterminer leur distance.
78
COURBES DE LUMIÈRE DES SUPERNOVAE
79
On réduit la dispersion en utilisant
diverses autres corrélations
entre Mmax et d’autres
observables, en particulier la
vitesse de décroissance s de la
courbe de lumière.
On a alors une relation
s – Mmaxanalogue à la relation
période – luminosité des
Céphéides.
Re
Il existe un programme de
recherche systématique des
supernovae, en particulier à
grand décalage spectral qui a
d’importantes conséquences en
cosmologie (prix Nobel 2011)
80
LA MESURE DES DISTANCES DES
GALAXIES PAR SPECTROSCOPIE
• Les spectres des galaxies sont la superposition des
spectres des étoiles qui les constituent
• On constate que les spectres de toutes les galaxies
(sauf quelques galaxies très proches) sont décalés vers
le rouge (grandes longueurs d’onde, ou petites
fréquences) par rapport aux spectres des étoiles de
notre Galaxie : effet Doppler-Fizeau
• Donc les galaxies s’éloignent les unes des autres
• On mesure leur décalage spectral et on déduit leur
vitesse d’éloignement, puis leur distance avec la loi de
Hubble
81
SPECTRE D’ÉTOILE
(dans notre Galaxie)
Vitesse de l’étoile
par rapport à M31 :
v = 339 ± 26 km/s
Vitesse de M31
par rapport à l’étoile :
v = - 339 ± 26 km/s
82
GALAXIE DE DECALAGE SPECTRAL Z INCONNU
Noir : M31
Rouge :
z à mesurer
Vitesse de la galaxie cZ par rapport à M31
10583 ± 20 km/s Z = 0.0353
83
HeII
Hβ
SPECTRE DE GALAXIE EN ÉMISSION
l
Vitesses mesurées avec Hβ = 2149 km/s
[OIII]] = 2111 km/s
84
La spectroscopie permet de mesurer le décalage vers le rouge (redshift) Z de
chaque galaxie :
Z= (λ
(λ - λ0 )/ λ0
λ = longueur d’onde d’une raie mesurée dans le spectre de la galaxie étudiée
λ0 = longueur d’onde de la même raie mesurée en laboratoire.
Le décalage spectral Z permet d’estimer leur vitesse d’éloignement v :
V ~ c Z si Z est petit
V ~ c [ (1+ Z)2 – 1 ] / [ (1+ Z)2 + 1 ] pour Z plus grand
Hubble a montré que la distance D des galaxies était proportionnelle à leur
vitesse d’éloignement V ( relation de Hubble)
V = H0 D
85
RELATION DE HUBBLE
Galaxies proches
Galaxies plus lointaines
Note : ici v=cz et les distances ont été déterminées autrement que par le
décalage spectral
86
D’où la distance D correspondante :
D = V / H0
où H0 est la “Constante de Hubble”
Les différents indicateurs ont permis de calibrer la constante de Hubble
H0 telle que D = V / H0
Connaissant V on peut alors déduire D
La valeur actuellement admise pour H0 est
73 ± 2 (erreur statistique) ± 4 (erreur systématique) km s-1 Mpc-1
(Freedman & Madore 2010, Annual Review of Astronomy & Astrophysics 48, 673)
87
CONVERSION EN UNITES PHYSIQUES (DISTANCES)
D’ANGLES MESURES SUR LES IMAGES
On connaît l’optique Télescope + Détecteur →
ε = dimension angulaire d’un pixel sur le ciel (en secondes d’arc)
Sur une image, on peut mesurer la distance entre deux points en pixels
(par ex. entre le centre d’une galaxie et une région à étudier), soit rpx
On convertit rpx en angle ω (en secondes d’arc), soit ω = ε rpx
tg ω = d/D ∼ ω rad où D= distance de la galaxie
d’où d en kpc si D est en kpc (ω rad en radians)
88
Mini-bibliographie
•
En Français :
-- Galaxies et Cosmologie, chez Ellipses, 2009,
Françoise Combes, Misha Haywood, Suzy Collin, Florence Durret, Bruno Guiderdoni
-- Mystères de la formation des Galaxies : Vers une nouvelle physique? Dunod 2008,
Françoise Combes
(traduit et réactualisé en Anglais, chez Springer 2010, Mysteries of Galaxy Formation)
-- Clairs-obscurs du cosmos de Alain Mazure, Ellipses Marketing, 2007
-- Matière et anti-matière, de Alain Mazure et Véronique Le Brun, Dunod, 2009
-- Galaxies, de Alessandro Boselli, Ellipses, 2009
•
En Anglais (et plus difficile) :
-- Galaxies and Cosmology (Springer, 2002)
Françoise Combes, Patrick Boissé, Alain Mazure, Alain Blanchard
--The Cold Universe: Saas-Fee Advanced Course 32, 2002. Springer,
Andrew W. Blain, Françoise Combes, Bruce T. Draine
89

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