Les galaxies Introduction Galaxies elliptiques Galaxies spirales Relations

Les galaxies • Introduction • Galaxies elliptiques • Galaxies spirales • Relations d’échelle • Trous noirs centraux • Fonction de luminosité • Spectres

Introduction Classification : la séquence de Hubble spirales elliptiques lenticulaires spirales barrées

Introduction - 2 • La classification de Hubble est morphologique et influencée par les effets de projection (vue en 2 D et non 3 D) • Les galaxies elliptiques sont notées En (n = 0, …, 7) où b a • L’ellipticité n’est pas nécessairement une propriété intrinsèque de la galaxie (un cigare ou un disque peuvent être classifiés E 0, selon l’angle de vue)

Introduction - 3 • Les galaxies spirales sont notées Sa, Sb, Sc, Sd selon l’importance du bulbe par rapport au disque et les caractéristiques des bras • On introduit aussi des classes intermédiaires (Sab, Sbc, Scd) • Les spirales barrées ont une classification similaire : SBa, SBab, SBb, … • Les galaxies ne rentrant pas dans ce schéma sont classifiées irrégulières

Introduction - 4 Rapport masse / luminosité • Généralement donné en unités solaires → Y = 1 pour le Soleil • Dépend de la bande spectrale (ex : YV = M/LV) • Extrapolé à la luminosité bolométrique sur base de modèles spectraux • S’applique aux étoiles, amas d’étoiles, galaxies, amas de galaxies • Ex : étoiles massives : Y < 1 galaxies spirales avec beaucoup de gaz : Y ~ 1 – 10 galaxies elliptiques : Y ~ 10 – 100 amas de galaxies : Y ~ 300 Pourquoi Y > 1 dans la plupart des galaxies ?

Introduction - 5 • Les étoiles plus massives (→ les plus lumineuses) évoluent plus vite (M ≈ cte mais L diminue) → Y augmente quand la galaxie « vieillit » (et surtout quand la formation d’étoiles ralentit) • Les étoiles chaudes ionisent le gaz environnant (régions HII, grand L pour M très faible) → renforcement de la variation de Y avec l’âge • Les cadavres stellaires ont un Y très élevé • et la matière sombre un Y infini…

Introduction - 6 Couleur • La « couleur » d’un objet est mesurée par un indice de couleur (ex : B–R = m. B – m. R) • Après correction éventuelle du rougissement par les poussières, c’est une propriété intrinsèque de l’objet B • Un objet avec un indice de couleur élevé sera qualifié de rouge, avec un indice de couleur faible (ou négatif), de bleu objet rouge objets bleus R

Introduction - 7 Métallicité • Contenu en éléments à partir du carbone • Le fer est souvent considéré comme représentatif • S’applique aux étoiles, à la matière interstellaire, aux galaxies • Dépend de l’histoire chimique de la matière (générations précédentes d’étoiles) → généralement non homogène dans une galaxie • Métallicité plus élevée → objet plus rouge (car plus de raies d’absorption dans le bleu)

Introduction - 8 Magnitudes • Pour un objet ponctuel : • Pour un objet étendu : – soit on mesure la magnitude intégrée – soit on mesure la magnitude par unité d’angle solide où Isurf est le flux reçu par unité d’angle solide (μ en mag/arcsec 2)

Introduction - 9 Théorème du viriel • Dans un système isolé en équilibre dynamique : 2 EC + EP = 0 (en valeur absolue, énergie cinétique = ½ énergie potentielle) • Estimation de la masse d’un amas (de galaxies) : R = distance moyenne entre 2 galaxies → EP ~ −GM 2/2 R (*) V = vitesse moyenne des galaxies → EC ~ ½ MV 2 (* pour ne pas compter 2 fois l’énergie associée à un couple de galaxies)

Galaxies elliptiques (early-type galaxies) Nomenclature – g. E (giant elliptical) – E (elliptical) ESO 325−G 004 (g. E) – c. E (compact elliptical) – d. E (dwarf elliptical) (brillance de surface de d. E plus faible que c. E) M 32 (c. E) NGC 205 (d. E)

Galaxies elliptiques - 2 – galaxies c. D : elliptiques supergéantes (c) avec halo étendu → apparaissant diffuses (D) situées au centre de amas riches Image : NGC 3311 (c. D) et NGC 3309 (g. E) au centre de l’amas Hydra I. On note la présence de milliers d’amas globulaires autour de ces galaxies certains

Galaxies elliptiques - 3 – galaxies S 0 : lenticulaires (intermédiaires entre spirales et elliptiques) ≈ spirales sans bras spiraux Image : NGC 2784

Galaxies elliptiques - 4 – galaxies d. Sph : sphéroïdales naines, très faible brillance de surface → observables seulement dans le groupe local (peut-être les galaxies les plus fréquentes, mais difficilement observables) Image : NGC 147

Galaxies elliptiques - 5 Profil de luminosité • On constate empiriquement que la brillance de surface décroît du centre vers la périphérie selon une loi simple (loi de de Vaucouleurs) : ou : Re = rayon effectif (contient la moitié de la lumière émise) Ie = brillance de surface au rayon effectif (loi en r 1/4)

Galaxies elliptiques - 6 • Pour les galaxies c. D, on constate un excès de brillance aux grands rayons par rapport au profil en r 1/4 → c. D ≈ g. E + halo lumineux étendu • Le halo étendu des c. D serait un résidu des nombreuses galaxies « avalées » par l’elliptique géante • La loi de de Vaucouleurs est généralisable aux isophotes elliptiques (dans ce cas, avec ae et be les demi grand axe et petit axe)

Galaxies elliptiques - 7 Composition • étoiles vieilles, peu de gaz → plus de formation d’étoiles • parfois des bandes de poussière (résidus de spirales absorbées ? ) Centaurus A NGC 7049

Galaxies elliptiques - 8 Ellipticité • Pourquoi toutes les galaxies elliptiques ne sont-elles pas sphériques ? • Rotation comme les spirales ? • Aplatissement par rotation significatif si vrot ~ σv où or on observe plutôt vrot << σv et galaxies triaxiales → la rotation ne peut expliquer l’ellipticité apparente → la forme est un témoin de l’histoire Le centre de l’amas de la Vierge

Galaxies elliptiques - 9 Stabilité de la forme ellipsoïdale • Les collisions entre étoiles tendent à symétriser le système • Le temps nécessaire à cette « relaxation » peut être estimé par : trelax = temps caractéristique de changt de direction suite aux collisions tcross = temps de traversée du système N = nombre d’étoiles dans le système • Avec tcross ~ 108 ans et N ~ 1012 → trelax ~ 1018 ans >> âge de l’Univers → ellipsoïde stable

Galaxies elliptiques - 10 Ecarts à la forme ellipsoïdale • En général : isophotes ≈ ellipses concentriques • Mais : − ellipticité ε pas toujours constante avec le rayon − orientation du grand axe peut varier : isophote twisting • Le twisting peut être un effet de projection si ε varie (la direction apparente du grand axe semble varier plus si ε → 0)

Galaxies elliptiques - 11 • Ecart des isophotes à la forme elliptique : « boxiness » et « diskiness » • Diskies : − rotation globale plus importante − faibles émetteurs radio et X • Boxies : − M/L plus élevé au centre − large gamme d’émissions radio et X − certaines ont un noyau en contre-rotation

Galaxies elliptiques - 12 Coquilles et vagues • Structures complexes parfois visibles à faible brillance de surface • Signes d’évolution complexe, sans doute liée à des fusions de galaxies Image : NGC 474

Galaxies spirales (late-type galaxies) Nomenclature – spirales : Sa, Sb, Sc, Sd (+ intermédiaires Sab, Sbc, Scd) – spirales barrées : SBa, SBb… (+ intermédiaires SBab, SBbc…) M 74 NGC 1365

Galaxies spirales - 2 • Les sous-classes a, b, c correspondent à des différences sur : Sa Sb Sc importance du bulbe (Lbulbe/Ltot) grande (~0. 3) moyenne (~0. 13) faible (~0. 05) ouverture des bras (θ) enroulés (~6°) (~12°) ouverts (~18°) lisse intermédiaire granuleuse couleur (B−V) rouge (~0. 75) (~0. 64) bleue (~0. 52) fraction de gaz (Mgaz/Mtot) faible (~0. 04) moyenne (~0. 08) élevée (~0. 16) structure des bras bulbe θ bras • Les spirales barrées (± aussi nombreuses que les spirales) ont une classification analogue

Galaxies spirales - 3 Sa M 104 « Sombrero »

Galaxies spirales - 4 Sab Sb M 81 M 63

Galaxies spirales - 5 Sbc Sc / Sd NGC 3184 NGC 300

Galaxies spirales - 6 SBb M 91 M 95

Galaxies spirales - 7 SBbc SBc NGC 1300 M 109

Galaxies spirales - 8 « intermédiaire » (embryon de barre) M 83

Galaxies spirales - 9 Profil de luminosité • La brillance de surface (moyenne) du disque décroît avec la distance au centre selon une loi exponentielle : ou : • μ 0 pas mesurable directement (centre occupé par le bulbe) → extrapolation • μ 0 pratiquement constant dans les galaxies « normales » : (loi de Freeman) • La brillance de surface du bulbe obéit à la même loi que celle des galaxies elliptiques

Galaxies spirales - 10 Courbes de rotation • Si la galaxie n’est pas vue de face : où i = inclinaison (angle entre le plan galactique et le « plan du ciel » ) - vrad mesuré par spectroscopie (effet Doppler) - i déterminé en supposant le disque circulaire (à part les bras spiraux…)

Galaxies spirales - 11 • La vitesse de rotation dans les zones extérieures est trop grande par rapport à la masse estimée (étoiles + matière interstellaire) → on postule l’existence d’un halo de matière sombre

Galaxies spirales - 12 • Modélisation : on suppose des orbites circulaires dans le disque où M(R) = masse incluse à l’intérieur du rayon R On estime la quantité de matière « normale » (lumineuse) Mlum à partir de L(R) et d’un rapport M/L estimé → donne une courbe de rotation prédite → la quantité de matière sombre Mdark est ce qui manque pour expliquer la courbe de rotation :

Galaxies spirales - 13 • On modélise séparément les différentes composantes (disque, bulbe, halo, masse centrale éventuelle) R z r On définit le potentiel gravifique F(R) tel que Les paramètres Mdisk, a, ρ0, R 0… sont ajustés pour rendre compte des observations

Galaxies spirales - 14 Composition 1. Etoiles : Type plus tardif → plus d’étoiles jeunes → plus d’étoiles massives → couleur plus bleue M 81 (En accord avec l’importance réduite du bulbe, plus rouge et contenant des étoiles plus vieilles) NGC 300

Galaxies spirales - 15 2. Gaz : Type plus tardif → plus grande proportion de gaz (nécessaire à la formation d’étoiles) 3. Poussières : Masse des poussières ~1% masse du gaz Si poussières chauffées par des étoiles jeunes → émission dans l’IR lointain (FIR) → surtout dans les spirales tardives M 104 en fausses couleurs : bleu = visible (HST) rouge = FIR (Spitzer)

Galaxies spirales - 16 Structure 1. Bras spiraux : Contraste accentué dans le bleu mais apparent aussi dans le rouge → implique toute les composantes du disque mais excès d’étoiles jeunes Ondes de densité (amplitude ~10 – 20%) qui se propage à une vitesse différente de la matière Perturbation amplifiée par évolution dynamique Plusieurs théories pour expliquer leur apparition : phénomène chaotique, effet de marée d’un compagnon, déclenchement de formation d’étoiles par la rotation différentielle…

Galaxies spirales - 17 2. Barre : Structure stable sur plusieurs périodes de rotation Déclenchée par instabilité dans le disque NGC 6050 et IC 1179

Relations d’échelle Relation d’échelle = • relation entre plusieurs grandeurs caractéristiques d’une classe d’objets • obtenue empiriquement dans l’Univers proche • qui peut être appliquée aux objets lointains pour lesquels la détermination d’une des grandeurs nécessiterait la connaissance de la distance Ex : δv indépendant de d L dépend de d → permet d’estimer la distance de ces objets lointains

Relations d’échelle - 2 Tully – Fisher (galaxies spirales) vmax = vitesse de rotation maximale (dans le « plateau » – mesurée par exemple par la raie de H à 21 cm) L = luminosité intégrée α = exposant variable avec la longueur d’onde (α augmente avec λ) • galaxies proches : spectre résolu spatialement • galaxies éloignées : spectre intégré W

Relations d’échelle - 3 Interprétation :

Relations d’échelle - 4 Interprétation (2) : Comme L est en gros proportionnel à M*, Tully-Fisher relie M* et v 4 Or, dans certaines galaxies (les moins massives, qui ont eu le plus faible taux de formation d’étoiles), Mgaz devrait être pris en compte On observe effectivement une meilleure corrélation entre log vmax et log(Mdisk = M*+Mgaz) qu’avec M* seule → suggère que le rapport M/L (et donc la fraction de matière sombre) est ± constant dans une large gamme de masses galactiques M* Mdisk

Relations d’échelle - 5 Faber – Jackson (galaxies elliptiques) σ0 = dispersion de vitesse au centre de la galaxie L = luminosité intégrée Dispersion autour de la relation plus grande que pour Tully-Fisher → suggère qu’un autre paramètre (au moins) entre en jeu

Relations d’échelle - 6 Plan fondamental (galaxies elliptiques) • On cherche une relation entre 3 paramètres afin de diminuer la dispersion • On constate empiriquement que où Re = rayon effectif (contient la moitié du flux lumineux) et = flux moyen à l’intérieur de Re → suggère de cher une relation entre , Re et σ0

Relations d’échelle - 7 I

Trous noirs centraux Trou noir = solution des équations de la relativité générale pour une masse ponctuelle • vitesse de libération vlib : • rayon de Schwarzschild : RS = R pour vlib = c • trou noir = corps pour lequel R < RS • toutes les galaxies suffisamment massives semblent contenir un trou noir central supermassif (SMBH, M ~ 105 – 109 MO)

Trous noirs centraux - 2 Détection dans les galaxies non actives • Effet dynamique mesurable dans une région où le mouvement autour du trou noir (BH) domine R 0 = rayon d’influence gravifique du trou noir σ0 = dispersion de vitesse au centre de la galaxie (elliptique) ou du bulbe (d’une spirale) • Résolution angulaire à atteindre : → possible dans les galaxies proches avec les meilleurs instruments

Trous noirs centraux - 3 • Augmentation de la dispersion de vitesse σ ou de la vitesse de rotation vrot dans la région centrale (R < R 0) • Pas de preuve directe que c’est un trou noir mais pas de solution alternative (masse énorme dans volume réduit) image du centre galactique spectre x fente du spectrographe λ

Trous noirs centraux - 4 Corrélations • Estimations de la masse du SMBH dans quelques dizaines de galaxies → étude des corrélations avec des propriétés galactiques → on observe une corrélation entre la masse du trou noir et la masse du bulbe (entre autres) : MSMBH / Mbulge ~ 0. 002 évolution conjointe ? résultat de fusions galactiques ?

Trous noirs centraux - 5 Sagittarius A* • Au centre de notre Galaxie : amas compact d’étoiles centré sur la source radio Sgr. A* • On a pu mesurer les mouvements propres et vitesses radiales de ~1000 étoiles de cet amas (dans 10 secondes d’arc autour de Sgr. A*) → impliquent la présence d’une masse M = (3. 6± 0. 4) 106 MO dans R < 0. 01 pc (2000 UA) centré sur Sgr. A*

Fonction de luminosité = nombre d’objets en fonction de leur luminosité • Φ(L) d. L = nombre de galaxies par unité de volume, dont la luminosité est comprise entre L et L+d. L • Densité totale : • On a une fonction analogue en magnitude (absolue) : • On peut définir une fonction de luminosité pour chaque classe de galaxies (ou de n’importe quel objet) ; elle peut varier au cours du temps

Fonction de luminosité - 2 • Difficultés : – la mesure de L dépend de la distance (souvent estimée à partir du redshift z) – besoin d’échantillons représentatifs → grand volume (mais pas trop car évolution…) – L dépend du filtre choisi et décalage avec z (correction-k) – biais de Malmquist → difficulté de déterminer Φ aux faibles L → obtenir un échantillon limité en volume et non en magnitude

Fonction de luminosité - 3 Fonction de luminosité de Schechter : L* = luminosité caractéristique (décroissance exponentielle si L > L*, loi en puissance si L < L*) Φ* = facteur de normalisation (Φ*, L*, α dépendent du filtre) → bonne approx. empirique de la fonction de luminosité globale L* ~ 1010 h– 2 LO Φ* ~ 10– 2 h 3 Mpc– 3 α ~ – 1

Fonction de luminosité - 4 • Chaque type de galaxies a sa fonction de luminosité propre : – spirales sur petits domaines de L – elliptiques dominent à grand L – faibles L dominés par Irr et d. E • Distributions différentes dans le champ et les amas : Ex : – rapport Irr / d. E à faible L – rapport (Sa+Sb) / (SO+E) à grand L

Fonction de luminosité - 5 Diagrammes couleur-magnitude • Classification plus simple (ne nécessite pas d’étude de morphologie) → distribution bimodale : un pic « lumineux et rouge » ; un pic plus « faible et bleu » • Φ différentes pour les galaxies « rouges » et « bleues » → Schechter ≈ coïncidence • pour une même L, toujours 2 pics dans la distribution de couleurs

Fonction de luminosité - 6 • La couleur centrale (le mode) de chaque pic se décale vers le rouge quand la luminosité augmente (effet plus marqué pour la population bleue) • Le rapport M/L est plus grand pour la population rouge (moins d’étoiles jeunes, très lumineuses) → la bimodalité en couleur est encore plus marquée lorsqu’elle est portée en fonction de la masse de la composante stellaire ( « pivot » vers ~ 2 – 3 × 1012 MO)

Spectres de galaxies • Dans l’UV, visible, IR proche : le spectre des galaxies est dominé par l’émission des étoiles (+ gaz sous forme de raies d’émission) → spectre de galaxie = superposition de spectres stellaires (avec décalages Doppler → décalage + élargissement des raies) Fλ λ(Å) Spectre d’une galaxie elliptique

Spectres de galaxies - 2 • Evolution stellaire assez bien connue • Spectres calculés par modèles d’atmosphères stellaires → on peut calculer le spectre intégré d’une galaxie si on connaît le nombre d’étoiles en fonction de leur masse, composition chimique, état d’évolution • ces paramètres peuvent être calculés à partir de la fonction de masse initiale (IMF) et du taux de formation d’étoiles (SFR) NGC 1672

Spectres de galaxies - 3 Fonction de masse initiale • IMF (Initial Mass Function) φ(m)dm = fraction d’étoiles ayant, à la naissance, une masse comprise entre m et m+dm Normalisation : avec mi ≈ 0. 08 MO ms ≈ 100 MO IMF de référence (Salpeter) : φ(m) ~ m– 2. 35 (surestime les très faibles masses)

Spectres de galaxies - 4 Taux de formation d’étoiles • SFR (Star Formation Rate) ψ(t) = taux de formation d’étoiles (en MO/an) : ψ(t) dépend de l’histoire de la galaxie considérée Métallicité • Z(t) = proportion (en masse) des éléments à partir du carbone (donc synthétisés dans les étoiles) • Le Z initial des étoiles est celui du milieu interstellaire dans lequel elles se forment (enrichi par les générations précédentes d’étoiles) • Z suffit, en 1ère approximation, pour décrire la composition chimique

Spectres de galaxies - 5 Distribution spectrale d’énergie • SED (Spectral Energy Distribution) Sλ, Z (t) = énergie émise par un ensemble d’étoiles de métallicité Z et d’âge t, par unité de longueur d’onde et de temps Synthèse de populations stellaires • Flux émis par la galaxie : L’intégration remonte le temps depuis t΄� = 0 (temps présent) jusque t (naissance de la galaxie)

Spectres de galaxies - 6 Sλ, Z (t–t΄)(t) = spectre lumineux émis au temps t, tenant compte de l’évolution chimique de la galaxie et du stade d’évolution des étoiles → calculé au moyen des modèles d’évolution et d’atmosphères Sur base de l’IMF adoptée, on obtient la densité de population le long des isochrones → Sλ, Z (t–t΄)(t) = somme de tous les spectres sur un(e) isochrone

Spectres de galaxies - 7 • Spectres d’une population stellaire née « en bloc » il y a t milliards d’années (t = 0. 001 → 13) 106 ans : dominé par étoiles massives (UV) 107 ans : diminution rapide UV et augmentation NIR (supergéantes rouges) 108 ans : disparition quasi-totale UV et NIR stable (géantes rouges) 109 ans : dominé par géantes rouges 4– 13× 109 ans : évolution très lente 13× 109 ans : légère ré-augmentation UV (étoiles post-AGB et naines blanches très chaudes) Break à 4000 Å : dès 107 ans, opacité H ↔ H–, utile pour déterminer le redshift et le type de galaxie

Spectres de galaxies - 8 • Spectres détaillés pas toujours disponibles → indices de couleur (temps d’obs. moindre, grand nombre d’observations simultanées…) • Intégration des spectres dans les bandes passantes des filtres → indices de couleur théoriques – rougissement rapide pour les populations jeunes – M/L augmente avec l’âge car M constant et L diminue (effet beaucoup plus marqué dans le visible que le proche IR) → LK ± bon indicateur de la masse

Spectres de galaxies - 9 • Influence du taux de formation d’étoiles La formation d’une population « en bloc » est peut-être adaptée aux amas, mais pas à la plupart des galaxies → tenir compte de l’évolution du SFR Modèle « classique » : tf = moment du démarrage τ = temps caractéristique H(t) = 0 si t < 0, = 1 si t > 0 (fonction de Heaviside) → démarrage brusque puis décroissance exponentielle suite à l’épuisement progressif du gaz

Spectres de galaxies - 10 • La couleur prédite dépend fortement du temps caractéristique de formation d’étoiles τ Si τ est trop long, le rougissement avec le temps est plus faible car il continue à se former des étoiles massives, bleues Pour expliquer les couleurs des galaxies E/SO, il faut τ < 4× 109 ans → essentiellement plus de formation d’étoiles depuis 4 à 5 milliards d’années (mais ceci ne tient pas compte des collisions galactiques)

Spectres de galaxies - 11 • Contribution des différents composants : – étoiles : continuum + raies d’absorption – gaz : raies d’émission – poussières : extinction + rougissement (lumière absorbée plus fortement dans le bleu et l’UV et réémise dans l’IR)

Spectres de galaxies - 12 • Evolution le long de la séquence de Hubble (des elliptiques aux spirales de plus en plus tardives) : – SED de plus en plus bleue – break à 4000 Å de moins en moins marqué – profondeur des raies en absorption diminue – raies d’émission augmentent (régions HII autour d’étoiles jeunes) – spectres des E et SO quasi identiques (étoiles vieilles)

Spectres de galaxies - 13 • Modélisation : – ajustement de populations composites via des modèles de SSP (Single Stellar Population) de Z et t donnés

Spectres de galaxies - 14 • Raies d’absorption principales dans le visible : atm. Fe (5270) break à 4000 Å Na. I D (5895) Mg. I b (5174) Hβ (4861) bande G (4300) Ca. II H et K (3934 -3969) Hα (6563)

Spectres de galaxies - 15 • Raies d’émission principales dans le visible : Hα (6563) [OII] (3727) Hβ (4861) [OIII] (4959 -5007) [NII] (6548 -6583) [SII] (6717 -6734)

Spectres de galaxies - 16 Etude du contenu gazeux • Rougissement Poussière absorbe la radiation → s’échauffe → réémet dans le FIR où Iλ = flux intrinsèque Fλ = flux observé f(λ) = courbe de rougissement c mesure l’importance du rougissement f(λ) dépend du type de poussière f(λ)

Spectres de galaxies - 17 • Décrément de Balmer Selon le type de mécanisme d’émission, on peut calculer les rapports d’intensité théoriques de certaines raies (notamment la série de Balmer de l’hydrogène) On utilise généralement le rapport des intensités de Hα et Hβ (décrément de Balmer) E Le rapport d’intensité théorique varie de 2. 85 (région HII) à 3. 1 (AGN) Comparaison des rapports observé et théorique → estimation du rougissement Hα Hβ Hγ n = 5 n = 4 n = 3 n = 2 n = 1

Spectres de galaxies - 18 • Source d’ionisation La comparaison des intensités de certaines raies d’émission permet de distinguer entre les différentes sources d’excitation et d’ionisation du gaz Les rapports d’intensité de raies voisines sont intéressants car pratiquement indépendants du rougissement Ex : [OIII]/Hβ, [NII]/Hα

Spectres de galaxies - 19 • Estimation du SFR Nombreux indicateurs dans différents domaines spectraux, calibrés à l’aide de modèles de populations stellaires – flux UV ↔ population massive et très jeune, mais très sensible au rougissement – visible et NIR : intensité de certaines raies d’émission ↔ flux ionisant ↔ étoiles chaudes – FIR : émission thermique de la poussière chauffée par les étoiles massives – radio : émission de résidus de supernovæ Tous ces indicateurs étant indirects, on essaie de les combiner pour réduire les incertitudes

Spectres de galaxies - 20 Exemples d’indicateurs de SFR : Birthrate parameter = SFR actuel / moyenne du SFR passé Mesure le taux d’activité actuel par rapport au passé Galaxie « starburst » : b > 2 – 3

Spectres de galaxies - 20 • Métallicité Galaxies proches : estimée à partir de la composante stellaire Galaxies éloignées : on doit recourir au gaz (émissions plus faciles à mesurer) Estimation à partir des raies de [OII] 3727 et [OIII] (4959+5007) Dégénérescence : deux valeurs de [O/H] possible pour une même valeur de R 23

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