Distribution des galaxies Comprendre lexpansion de lUnivers Comprendre

Distribution des galaxies Ø Ø Ø Comprendre l’expansion de l’Univers Comprendre la construction d’une échelle de distances Comprendre les différentes échelles de regroupement des galaxies Comprendre le phénomène de collisions des galaxies Comprendre le phénomène de matière sombre et son importance en astronomie

Mesure des distance = temps Une galaxie observée à D = 5 x 109 a. l. La galaxie est vue telle qu’elle était il y a 5 x 109 a. l.

Mesure des distances 1 kpc = 1000 pc = 3 200 a. l. 1 Mpc = 1000 kpc = 106 pc = 3 200 000 a. l. = 3 x 1019 km = 30 000 000 000 km

REDSHIFT (décalage vers le rouge) l décalée vers le bleu si l’objet s’approche de nous ( l plus petit) Ø effet Doppler l décalée vers le rouge si l’objet s’éloigne de nous ( l plus grand)

REDSHIFT Ø Vitesse de récession = décalage spectral vitesse de récession décalage spectral vitesse de la lumière longueur d’onde au repos

REDSHIFT Ex: objet avec Ha à l = 657. 3 nm l 0 = 656. 3 nm (Ha) Dl = 1 nm c = 300 000 km/sec V = 1. 0/656. 3 x 300 000 = 457 km/sec

REDSHIFT plus un objet est distant plus l’objet est petit plus les raies spectrales sont décalées vers le rouge

Un Univers en expansion Ø 1931 - Hubble & Humason montrent que: majorité des spectres de galaxies montre des décalages vers le rouge toutes les galaxies s’éloignent de nous Univers est en expansion

Loi de Hubble (1931) vitesse de récession (km/sec) distance (Mpc) Constante de Hubble (km/sec/Mpc) H 0 ~ 85 km/sec/Mpc galaxie V = 850 km/sec D = 10 Mpc

Loi de Hubble Ø Ø Ø Si toutes les galaxies s’éloignent de nous, est-ce que cela signifie que nous sommes au centre de l’Univers ? NON Parce que toutes les galaxies s’éloignent de toutes les autres (exemple: cuisson d’un pain aux raisins)

Échelle de distances Ø Ø Ø Afin de pouvoir déterminer la constante de Hubble (taux d’expansion de l’Univers) il faut pouvoir déterminer la distance aux galaxies indépendamment de leurs redshifts plusieurs étapes pour pouvoir arriver aux objets les plus lointains

Échelle de distances module de distance magnitude apparente magnitude absolue Ø si on mesure V + si on obtient d distance (pc) on déterminera H 0

Loi de Hubble Ø constante de Hubble: H 0 = V km/sec d Mpc taux d’expansion Ø H 0 -1 = temps de Hubble = âge de l’Univers L =0 courbure = 0 Ø Expansion de l’univers prédite par les équations d’Einstein

Échelle de distance 1 ere étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses radiales 1. Méthodes utilisées dans l’environnement solaire (d < 25 -50 pc) Connaissant la distance d’une * dans un amas proche On connaît la magnitude absolue de toutes les * de l’amas Si on mesure la magnitude apparente d’une * de même type dans un amas plus lointain Module de distance m = m – M distance

Échelle de distance 2 iè étape: Céphéides Ø Ø Ø * assez lumineuses pour être détectées dans d’autres galaxies (HST 15 -20 Mpc) Ex. : m = 20 P = 20 jours M = -5 m = m – M = 5 log d - 5 m = m – M = 25 d = 1025+5/5 = 106 pc = 1 Mpc

Échelle de distance 3 iè étape: régions HII, amas globulaires, nébuleuses planétaires Ø Ø Comme ces objets sont beaucoup plus brillants que les * individuelles, on peut les observer dans les galaxies lointaines L’hypothèse de base est que les propriétés de ces objets ne varient pas d’une galaxie à l’autre m – M = 24. 4

Échelle de distance 3 iè étape: relations Tully-Fisher & Faber-Jackson Ø Ø Afin de pouvoir aller encore plus loin, il nous faut utiliser les propriétés globales des galaxies Spirales : gravité vs rotation Méthode de Tully-Fisher basée sur la vitesse maximum de rotation MB vs 2 Vmax

Échelle de distance 3 iè étape: relations Tully-Fisher & Faber-Jackson

Échelle de distance 3 iè étape: relations Tully-Fisher & Faber-Jackson Ø Elliptiques : gravité vs dispersion des vitesses Méthode de Faber-Jackson basée sur la dispersion des vitesses totale MB vs s. V

Construction de l’échelle de distance 0 parallaxes mouvements propres vitesses radiales supernpvae amas globulaires nébuleuses planétaires régions HII 15 -20 Mpc 25 -50 pc Céphéides RR Lyrae Novae les plus brillantes Tully-Fisher Faber-Jackson 100 Mpc Loi de Hubble 3 Mpc (télescope terrestre) 10 Mpc (HST) 5000 Mpc

Échelle de distances

Échelle de distances

Distances caractéristiques Objet km Unités-lumière Terre-Lune 384 000 1. 3 sec. -lum. Soleil-Terre 150 000 8. 3 min. -lum. Soleil-Jupiter 800 000 45 min. -lum. Soleil-Pluton 6 000 000 5. 5 heu. -lum. a Centaurus parsecs 4. 3 ann. -lum. 1. 3 pc 30 000 ann. -lum. 9 kpc 200 000 ann. -lum. 60 kpc Andromède 2 200 000 ann. -lum. 660 kpc Centaurus A 14 000 ann. -lum. 4. 4 Mpc Amas Vierge 48 000 ann. -lum. 15 Mpc Amas Coma 300 000 ann. -lum. 90 Mpc Amas Hydra 2 500 000 ann. -lum. 800 Mpc 12 000 000 ann. -lum. 4 000 Mpc Centre Galaxie Nuages Magellan quasars

Groupes & amas de galaxies Ø Ø propriétés des galaxies étudiées jusqu’à maintenant galaxies isolées Mais comme les * se regroupent en systèmes binaires , amas, … la majorité des galaxies sont en groupe

Pourquoi étudier les amas de galaxies ? 1. Formation des galaxies Galaxies (bottom-up) Qu’est-ce qui s’est formé d’abord ? Amas (top-down) 2. Morphologie des galaxies pas indépendante de l’environnement

Pourquoi étudier les amas de galaxies ? Évolution des galaxies 3. Ø Ø difficile à voir dans les galaxies individuelles plus facile dans les amas de galaxies à différents redshifts Distribution de masse à grande échelle 4. Ø Ø Ø Galaxies individuelles: masse sur quelques 10 kpc Groupes de galaxies: masse sur quelques 1 Mpc Super-amas: masse sur quelques 10 Mpc

Le Groupe Local Ø Ø Majorité des galaxies fait partie de petits groupes comme le Groupe Local Majorité des d. Sphs sont satellites de M 31 & de la Voie Lactée

Le Groupe Local Ø 3 spirales Ø 2 elliptiques naines Ø~ 10 naines sphéroidales Ø~ 13 irrégulières naines

Groupe Sculpteur (2. 5 Mpc)

Amas de la Vierge (15 Mpc) Ø 103 galaxies: Ø Ø Ø ½S ½ E & S 0 galaxie centrale M 87 Ø Ø Source radio Source rayons-X

Amas de Coma (90 Mpc) Ø 104 galaxies: Ø Ø E & S 0 au centre S en périphérie amas sphérique & concentré

Collisions entre galaxies Ø Ø Ø Distances entre les * sont très grandes 20 x 106 diam. Distances entre 2 galaxies: 15 -20 x diam. Les collisions entre galaxies sont donc beaucoup plus fréquentes qu’entre les étoiles

Collisions entre galaxies Lorsque 2 galaxies entrent en collision, c’est surtout le milieu interstellaire (gaz) qui réagit violemment sursaut de formation d’* couleurs bleues

Collisions entre galaxies Lorsque 2 galaxies entrent en collision mouvements de rotation transformés en mouvement au hasard (dispersion des vitesses) disques (plate) elliptiques (sphérique)

Collisions (NGC 7252) Ø 1. Collisions de 2 disques: Partie centrale stabilisée elliptique (pcq temps dynamique court) 2. Partie extérieure perturbée chaos + formation d’étoiles (pcq temps dynamique long)

Collisions (NGC 7252)

Collisions (NGC 4038 -9)

Collisions entre galaxies

Collisions

Interactions entre galaxies

Interactions HST formation d’étoiles

Évolution des galaxies en amas Concentration E S 0 S (E+S 0)/S Très concentré 35% 45% 20% 4. 0 Moyennement concentré Peu concentré 15% 55% 30% 2. 3 15% 35% 50% 1. 0 Dans le champ 15% 25% 60% 0. 7

Évolution des galaxies en amas

Évolution des galaxies en amas Ø Ø Ø Phénomène de ségrégation: 1. E & S 0 au centre 2. S en périphérie Collisions entre galaxies: (S + S -> E) Cannibalisme galactique: (E géante [c. D] bouffe les S)

Évolution des galaxies en amas Ø Phénomène de ram pressure : Spirale se fait arracher sa composante gazeuse par le milieu intergalactique S -> S 0

HDF (Hubble Deep Field)

HDF-IR (Hubble Deep Field)

Évolution des galaxies

Dynamique des amas de galaxies Ø Ø Ø Amas de galaxies (diam. < 5 Mpc) Équilibre: gravité dispersion des vitesses Théorème du viriel: MA = 6 s 2 R/G s = dispersion des vitesses (km/sec) R = rayon de l’amas (Mpc)

Dynamique des amas de galaxies MA = 6 s 2 R/G s ~ 1000 km/sec R ~ 0. 5 -2. 5 Mpc MA ~ 7 x 108 (1000)2 (0. 5 -2. 5) MA ~ 1014 – 1015 Msol

Super-amas Local Ø Ø centre: amas de la Vierge (diam. = 15 Mpc) différence: montre que la Voie Lactée est en périphérie du super-amas Local Hémisphère Sud N=38 galaxies V < 1100 km/sec D < 15 Mpc Hémisphère Nord N=378 galaxies

Super-amas Local

Super-amas Local

Structures à grande échelle V < 1500 km/sec D < 200 Mpc

Structures à grande échelle Ø Ø Galaxies semblent concentrées sur des structures en bulles Immenses régions (voids – trous) où il n’y a pas de galaxie

Structures à grande échelle 3 D 2 D

Matière sombre - Historique Zwicky étudie la dynamique de l’amas Coma. Théo. du viriel masse est 4 X plus grande que la somme des masses individuelles 1936. Smith étudie la dynamique de l’amas de la Vierge même conclusion 1970. Freeman analyse la courbe de rotation HI de NGC 300 autant de matière sombre que de matière visible 1933.

Matière sombre Ø 1. Il n’y a aucune raison de supposer que tous les types de matière dans l’Univers émettent des photons détectables: Aucune raison pour que les processus de formation d’* n’est pas produit un grand nombre d’* où M* < 0. 08 Msoleil

Matière sombre 2. 3. Si ce n’était de la transition de H à 21 cm, on ignorerait ~10% de la masse visible des Sp (HI) La poussière dans les galaxies a été découverte parce que taille des grains ~ longueurs d’onde visibles (lumière pas seulement absorbée mais rougie)

Matière sombre Ø Masse PAS CORRÉLÉE avec la lumière 95% lumière M* > Msoleil Ø Environnement du Soleil 95% masse M* < Msoleil

Matière sombre – définition Ø On appelle matière sombre n’importe quelle forme de matière qui n’émet aucun photon détectable à aucune longueur d’onde (rayons-g, rayons-X, UV, visible, IR, radio, …) du spectre électromagnétique mais dont l’existence est déduite uniquement par ses effets gravitationnels

Matière sombre Ø Naines blanches: bien qu’un grand nombre ait pu s’être refroidies jusqu’au point d’être invisibles, elles ne sont pas de la matière sombre pcq on peut déduire leur présence par: 1. 2. 3. L’étude de la densité des naines blanches p/r aux * de la SP dans l’environnement solaire Soit à l’aide des théories d’évolution stellaire Soit à partir de l’histoire de formation d’étoiles dans notre environnement

Matière sombre dans les spirales n n n Dans les régions intérieures, la matière visible (gaz & étoiles) suffit à expliquer les vitesses de rotation À la fin du disque stellaire, la matière visible et la matière sombre contribuent à peu près également aux vitesses Dans les régions extérieures, la masse est totalement dominée par la matière sombre

Matière sombre dans les d. Irrs n n n Le halo de matière sombre domine à tous rayons Il y a même plus de matière lumineuse sous forme de gaz que sous forme d’étoiles 90% de la masse est sous forme de matière sombre

Matière sombre dans les amas Ø NGC 2300 (rayons-X) Ø Rayons-X = gaz chaud Ø Devrait se disperser Ø Confiné par la matière sombre

Matière sombre dans les amas Type d’objet Dimension Rapport (M/L) % de matière sombre Environnement solaire 100 pc 3 -5 33% Spirales 30 -50 kpc 10 -20 70 -90% Systèmes binaires 50 -100 kpc 20 -30 90% groupes 0. 5 -1. 5 Mpc 50 -150 95% 1 -5 Mpc 200 -500 99% Amas

La matière sombre Astéroïdes Comètes Trous Noirs protons neutrons électrons baryonique Hydrogène ionisé ou moléculaire Naines brunes WIMPS Non baryonique Weakly Interacting Massive Particle. S photinos gravitinos neutrinos