distribution des galaxies comprendre lexpansion de lunivers comprendre lexpansion de lunivers...
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Distribution des Distribution des galaxiesgalaxies
Comprendre l’Comprendre l’expansionexpansion de l’Univers de l’Univers Comprendre la construction d’une Comprendre la construction d’une
échelle de distanceséchelle de distances Comprendre les Comprendre les différentes échellesdifférentes échelles de de
regroupement des galaxiesregroupement des galaxies Comprendre le phénomène de Comprendre le phénomène de collisionscollisions
des galaxiesdes galaxies Comprendre le phénomène de Comprendre le phénomène de matière matière
sombresombre et son importance en et son importance en astronomieastronomie
Mesure des distancesMesure des distances
distance = tempsdistance = temps
Une galaxie observée à Une galaxie observée à = 5 x 10 = 5 x 1099 a.l. a.l.
La galaxie est vue telle qu’elle était La galaxie est vue telle qu’elle était
il y a 5 x 10il y a 5 x 1099 a.l. a.l.
Mesure des distancesMesure des distances
1 kpc = 1000 pc = 3 200 a.l.1 kpc = 1000 pc = 3 200 a.l.
1 Mpc = 1000 kpc = 101 Mpc = 1000 kpc = 1066 pc = 3 200 000 pc = 3 200 000 a.l. = 3 x 10a.l. = 3 x 101919 km km
= 30 000 000 000 000 000 000 km= 30 000 000 000 000 000 000 km
REDSHIFTREDSHIFT (décalage vers le rouge)(décalage vers le rouge)
décalée vers le bleu sidécalée vers le bleu si
l’objet s’approche de nousl’objet s’approche de nous
( ( plus petit) plus petit) effet Dopplereffet Doppler
décalée vers le rouge sidécalée vers le rouge si
l’objet s’éloigne de nousl’objet s’éloigne de nous
( ( plus grand) plus grand)
REDSHIFTREDSHIFT
Vitesse de récession = décalage Vitesse de récession = décalage spectralspectral
vitesse de récession
vitesse de la lumière
décalage spectral
longueur d’ondeau repos
Ex: objet avec H à = 657.3 nm0 = 656.3 nm (Ha)
= 1 nmc = 300 000 km/sec
V = 1.0/656.3 x 300 000 = 457 km/sec
REDSHIFTREDSHIFT
REDSHIFTREDSHIFT
plus un objet est distantplus un objet est distant
plus l’objet est petitplus l’objet est petit
plus les raies spectralesplus les raies spectralessont décalées vers le sont décalées vers le rougerouge
Un Univers en Un Univers en expansionexpansion
1931 - Hubble & Humason montrent que:1931 - Hubble & Humason montrent que:
majorité des spectres de galaxies montre majorité des spectres de galaxies montre des décalages vers le rougedes décalages vers le rouge
toutes les galaxies s’éloignent de noustoutes les galaxies s’éloignent de nous
Univers est en expansionUnivers est en expansion
Loi de Hubble (1931)Loi de Hubble (1931)
H0 ~ 85 km/sec/Mpcgalaxie V = 850 km/sec
= 10 Mpc
vitesse de récession(km/sec)
Constante de Hubble(km/sec/Mpc)
distance(Mpc)
Loi de HubbleLoi de Hubble
Si toutes les galaxies s’éloignent de Si toutes les galaxies s’éloignent de nous, est-ce que cela signifie que nous, est-ce que cela signifie que nous sommes au nous sommes au centrecentre de de l’Univers ?l’Univers ?
NONNON Parce que toutes les galaxies Parce que toutes les galaxies
s’éloignent de toutes les autres s’éloignent de toutes les autres (exemple: cuisson d’un pain aux raisins)(exemple: cuisson d’un pain aux raisins)
Échelle de distancesÉchelle de distances
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 distancesÉchelle de distances
module dedistance
magnitudeapparente
magnitudeabsolue
distance(pc)
si on mesure V + si on obtient d on déterminera H0
Loi de HubbleLoi de Hubble
constante de Hubble: H0 = V km/sec d Mpc
taux d’expansion
H0-1 = temps de Hubble
= âge de l’Univers = 0
courbure = 0
Expansion de l’univers prédite par les équations d’Einstein
Échelle de distanceÉchelle de distance11ereere étape: parallaxe, mouvements étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses radialespropres, vitesses radiales
Méthodes utilisées dans l’environnement solaire Méthodes utilisées dans l’environnement solaire (d (d << 25-50 pc) 25-50 pc)
Connaissant la distance d’une * dans un amas procheConnaissant la distance d’une * dans un amas proche
On connaît la On connaît la magnitude absoluemagnitude absolue de toutes les * de l’amas de toutes les * de l’amas
Si on mesure la Si on mesure la magnitude apparentemagnitude apparente d’une * de même d’une * de même type dans un amas plus lointaintype dans un amas plus lointain
Module de distance Module de distance = m – M = m – M distance distance
Échelle de distanceÉchelle de distance22ièiè étape: Céphéides étape: Céphéides
* assez lumineuses pour être détectées dans d’autres galaxies (HST 15-20 Mpc)
Ex.: m = 20P = 20 jours M = -5
= m – M = 5 log d - 5 = m – M = 25 d = 1025+5/5 = 106pc = 1 Mpc
Échelle de distanceÉchelle de distance33ièiè étape: régions HII, amas globulaires, étape: régions HII, amas globulaires, nébuleuses planétairesnébuleuses planétaires
Comme ces objets Comme ces objets sont beaucoup plus sont beaucoup plus brillants que les * brillants que les * individuelles, on peut individuelles, on peut les observer dans les les observer dans les galaxies lointainesgalaxies lointaines
L’hypothèse de base L’hypothèse de base est que les propriétés est que les propriétés de ces objets ne de ces objets ne varient pas d’une varient pas d’une galaxie à l’autregalaxie à l’autre
m – M = 24.4
Échelle de distanceÉchelle de distance33ièiè étape: relations Tully-Fisher & Faber- étape: relations Tully-Fisher & Faber-JacksonJackson
Afin de pouvoir aller encore plus loin, il nous faut utiliser les propriétés globales des galaxies
Spirales : gravité vs rotationMéthode de Tully-Fisher basée sur la
vitesse maximum de rotationMB vs 2 Vmax
Échelle de distanceÉchelle de distance33ièiè étape: relations Tully-Fisher & Faber- étape: relations Tully-Fisher & Faber-JacksonJackson
Échelle de distanceÉchelle de distance33ièiè étape: relations Tully-Fisher & Faber- étape: relations Tully-Fisher & Faber-JacksonJackson
Elliptiques : gravité vs dispersion des vitesses
Méthode de Faber-Jackson
basée sur la dispersiondes vitesses totale
MB vs V
Construction de Construction de l’échelle de distancel’échelle de distance
0
parallaxesmouvements propres
vitesses radiales
25-50 pc
CéphéidesRR Lyrae
Novaeles plus brillantes
3 Mpc (télescope terrestre)10 Mpc (HST)
supernpvaeamas globulaires
nébuleuses planétairesrégions HII
15-20 Mpc
Tully-FisherFaber-Jackson
100 Mpc
Loi de Hubble
5000 Mpc
Échelle de distancesÉchelle de distances
Échelle de distancesÉchelle de distances
Distances Distances caractéristiquescaractéristiques
Objet km Unités-lumière parsecs
Terre-Lune 384 000 1.3 sec.-lum.
Soleil-Terre 150 000 000 8.3 min.-lum.
Soleil-Jupiter 800 000 000 45 min.-lum.
Soleil-Pluton 6 000 000 000
5.5 heu.-lum.
Centaurus 4.3 ann.-lum. 1.3 pc
Centre Galaxie 30 000 ann.-lum. 9 kpc
Nuages Magellan
200 000 ann.-lum. 60 kpc
Andromède 2 200 000 ann.-lum. 660 kpc
Centaurus A 14 000 000 ann.-lum. 4.4 Mpc
Amas Vierge 48 000 000 ann.-lum. 15 Mpc
Amas Coma 300 000 000 ann.-lum. 90 Mpc
Amas Hydra 2 500 000 000 ann.-lum.
800 Mpc
quasars 12 000 000 000 ann.-lum.
4 000 Mpc
Groupes & amas de Groupes & amas de galaxiesgalaxies
propriétés des galaxies étudiées propriétés des galaxies étudiées jusqu’à maintenant jusqu’à maintenant galaxies isoléesgalaxies isolées
Mais comme les * se regroupent en Mais comme les * se regroupent en systèmes binaires , amas, … systèmes binaires , amas, … la majorité des galaxies sont en la majorité des galaxies sont en groupegroupe
Pourquoi étudier Pourquoi étudier les amas de galaxies ?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 Pourquoi étudier les amas de galaxies ?les amas de galaxies ?
3. Évolution des galaxies
difficile à voir dans les galaxies individuelles plus facile dans les amas de galaxies à différents
redshifts
4. Distribution de masse à grande échelle
Galaxies individuelles: masse sur quelques 10 kpc Groupes de galaxies: masse sur quelques 1Mpc Super-amas: masse sur quelques 10 Mpc
Le Groupe LocalLe Groupe Local
Majorité des galaxies fait partie de petits groupes comme le Groupe Local
Majorité des dSphs sont satellites de M31 & de la Voie Lactée
Le Groupe Le Groupe LocalLocal
3 spirales2 elliptiques2 elliptiques naines~ 10 naines sphéroidales~ 13 irrégulières naines
Groupe Sculpteur Groupe Sculpteur (2.5 Mpc)
Amas de la Vierge Amas de la Vierge (15 Mpc)
103 galaxies: ½ S ½ E & S0
galaxie centrale M87 Source radio Source rayons-X
Amas de Coma Amas de Coma (90 Mpc)
104 galaxies: E & S0 au centre S en périphérie
amas sphérique & concentré
Collisions entre Collisions entre galaxiesgalaxies
Distances entre les * sont très Distances entre les * sont très grandes 20 x 10grandes 20 x 1066 diam. diam.
Distances entre 2 galaxies: 15-20 x Distances entre 2 galaxies: 15-20 x diam.diam.
Les collisions entre galaxies sont donc Les collisions entre galaxies sont donc beaucoup plus fréquentes qu’entre beaucoup plus fréquentes qu’entre les étoilesles étoiles
Collisions entre Collisions entre galaxiesgalaxies
Lorsque 2 galaxies entrent en Lorsque 2 galaxies entrent en collision, c’est surtout le milieu collision, c’est surtout le milieu interstellaire (gaz) qui réagit interstellaire (gaz) qui réagit
violemmentviolemment
sursaut de formation d’*sursaut de formation d’*
couleurs bleuescouleurs bleues
Collisions entre Collisions entre galaxiesgalaxies
Lorsque 2 galaxies entrent en collisionLorsque 2 galaxies entrent en collision
mouvements de rotation transformésmouvements de rotation transformés
en mouvement au hasarden mouvement au hasard
(dispersion des vitesses)(dispersion des vitesses)
disques elliptiquesdisques elliptiques
(plate) (sphérique)(plate) (sphérique)
Collisions (NGC 7252)Collisions (NGC 7252)
Collisions de 2 disques:Collisions de 2 disques:1.1. Partie centrale stabilisée Partie centrale stabilisée
elliptique elliptique (pcq temps dynamique court)(pcq temps dynamique court)
2.2. Partie extérieure perturbée Partie extérieure perturbée
chaos + formation d’étoileschaos + formation d’étoiles(pcq temps dynamique long)(pcq temps dynamique long)
Collisions (NGC 7252)Collisions (NGC 7252)
Collisions (NGC 4038-9)Collisions (NGC 4038-9)
Collisions entre Collisions entre galaxiesgalaxies
CollisionsCollisions
Interactions entre Interactions entre galaxiesgalaxies
Interactions HSTInteractions HST
formation d’étoiles
Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas
Concentration E S0 S (E+S0)/S
Très concentré
35% 45% 20% 4.0
Moyennement concentré
15% 55% 30% 2.3
Peu concentré 15% 35% 50% 1.0
Dans le champ
15% 25% 60% 0.7
Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas
Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas
Phénomène de Phénomène de ségrégationségrégation::
1.1. E & S0 au centreE & S0 au centre
2.2. S en périphérieS en périphérie Collisions entre galaxies: Collisions entre galaxies:
(S + S (S + S -> E)-> E) Cannibalisme galactique: Cannibalisme galactique:
(E géante (E géante [cD][cD] bouffe les S) bouffe les S)
Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas
Phénomène de ram pressure :
Spirale se fait arracher sa composante
gazeuse par le milieu
intergalactiqueS -> S0
HDF (Hubble Deep HDF (Hubble Deep Field)Field)
HDF-IR (Hubble Deep HDF-IR (Hubble Deep Field)Field)
Évolution des galaxies Évolution des galaxies
Dynamique des amas Dynamique des amas de galaxiesde galaxies
Amas de galaxies (diam. Amas de galaxies (diam. << 5 Mpc) 5 Mpc) Équilibre: Équilibre:
gravité dispersion des gravité dispersion des vitessesvitesses
Théorème du viriel:Théorème du viriel:
MMAA = 6 = 622R/GR/G = dispersion des vitesses (km/sec)= dispersion des vitesses (km/sec)
R = rayon de l’amas (Mpc)R = rayon de l’amas (Mpc)
Dynamique des amas Dynamique des amas de galaxiesde galaxies
MMAA = 6 = 622R/GR/G
~~ 1000 km/sec 1000 km/sec
R R ~~ 0.5-2.5 Mpc 0.5-2.5 Mpc
MMAA ~~ 7 x 10 7 x 1088 (1000) (1000)22 (0.5-2.5) (0.5-2.5)
MMAA ~~ 10 101414 – 10 – 101515 M Msolsol
Super-amas LocalSuper-amas Local
centre: amas de la Vierge (diam.= 15 Mpc)
différence: montre que la Voie Lactée est en périphérie du super-amas Local
HémisphèreHémisphèreSudSud
N=38 galaxiesN=38 galaxies
HémisphèreHémisphèreNordNord
N=378 galaxiesN=378 galaxies
V V << 1100 km/sec 1100 km/sec << 15 Mpc 15 Mpc
Super-amas LocalSuper-amas Local
Super-amas LocalSuper-amas Local
Structures à grande Structures à grande échelleéchelle
V V << 1500 km/sec 1500 km/sec << 200 Mpc 200 Mpc
Structures à grande Structures à grande échelleéchelle
Galaxies Galaxies semblent semblent concentrées sur concentrées sur des structures en des structures en bullesbulles
Immenses régions Immenses régions ((voids voids – trous) où – trous) où il n’y a pas de il n’y a pas de galaxiegalaxie
Structures à grande Structures à grande échelleéchelle
3 D3 D 2 D2 D
Matière sombre - Matière sombre - HistoriqueHistorique
1933.1933.Zwicky étudie la dynamique de l’amas Zwicky étudie la dynamique de l’amas Coma. Théo. du viriel masse est Coma. Théo. du viriel masse est 4X plus grande que la somme des 4X plus grande que la somme des masses individuellesmasses individuelles
1936.1936.Smith étudie la dynamique de l’amas Smith étudie la dynamique de l’amas de la Vierge même conclusionde la Vierge même conclusion
1970.1970.Freeman analyse la courbe de rotation Freeman analyse la courbe de rotation HI de NGC 300 autant de matière HI de NGC 300 autant de matière sombre que de matière visiblesombre que de matière visible
Matière sombreMatière sombre Il n’y a aucune raison de supposer Il n’y a aucune raison de supposer
que tous les types de matière que tous les types de matière dans l’Univers émettent des dans l’Univers émettent des photons détectables:photons détectables:
1.1. Aucune raison pour que les Aucune raison pour que les processus de formation d’* n’est processus de formation d’* n’est pas produit un grand nombre d’* pas produit un grand nombre d’* où Moù M** << 0.08 M 0.08 Msoleilsoleil
Matière sombreMatière sombre
2. Si ce n’était de la transition de H à 21cm, on ignorerait ~10% de la masse visible des Sp (HI)
3. La poussière dans les galaxies a été découverte parce que taille des grains ~ longueurs d’onde visibles (lumière pas seulement absorbée mais rougie)
Matière sombreMatière sombre Masse Masse PAS CORRÉLÉEPAS CORRÉLÉE avec la lumière avec la lumière
95% lumière M95% lumière M** >> M Msoleilsoleil
Environnement du SoleilEnvironnement du Soleil
95% masse M95% masse M** << M Msoleilsoleil
Matière sombre – Matière sombre – définitiondéfinition
On appelle On appelle matière sombrematière sombre n’importe quelle forme de matière n’importe quelle forme de matière qui n’émet aucun photon détectable qui n’émet aucun photon détectable à aucune longueur d’onde (rayons-à aucune longueur d’onde (rayons-, , rayons-X, UV, visible, IR, radio, …) du rayons-X, UV, visible, IR, radio, …) du spectre électromagnétique mais spectre électromagnétique mais dont l’existence est déduite dont l’existence est déduite uniquement par ses effets uniquement par ses effets gravitationnels gravitationnels
Matière sombreMatière sombre Naines blanchesNaines blanches: bien qu’un grand : bien qu’un grand
nombre ait pu s’être refroidies jusqu’au nombre ait pu s’être refroidies jusqu’au point d’être invisibles, elles ne sont pas point d’être invisibles, elles ne sont pas de la matière sombre pcq on peut de la matière sombre pcq on peut déduire leur présence par:déduire leur présence par:
1.1. L’étude de la densité des naines blanches p/r L’étude de la densité des naines blanches p/r aux * de la SP dans l’environnement solaireaux * de la SP dans l’environnement solaire
2.2. Soit à l’aide des théories d’évolution stellaireSoit à l’aide des théories d’évolution stellaire3.3. Soit à partir de l’histoire de formation Soit à partir de l’histoire de formation
d’étoiles dans notre environnementd’étoiles dans notre environnement
Matière sombre dans les Matière sombre dans les spiralesspirales
Dans les régions intérieures, Dans les régions intérieures, la matière visible (gaz & la matière visible (gaz & étoiles) suffit à expliquer les étoiles) suffit à expliquer les vitesses de rotationvitesses de rotation
À la fin du disque stellaire, la À la fin du disque stellaire, la matière visible et la matière matière visible et la matière sombre contribuent à peu sombre contribuent à peu près également aux vitessesprès également aux vitesses
Dans les régions Dans les régions extérieures, la masse est extérieures, la masse est totalement dominée par la totalement dominée par la matière sombrematière sombre
Matière sombre dans les Matière sombre dans les dIrrsdIrrs
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 Matière sombre dans les amasamas
NGC 2300 (rayons-X)NGC 2300 (rayons-X)
Rayons-X = gaz Rayons-X = gaz chaudchaud
Devrait se disperserDevrait se disperser
Confiné par la Confiné par la matière sombrematière sombre
Matière sombre dans les Matière sombre dans les amasamas
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%
Amas 1-5 Mpc 200-500 99%
La matière sombreLa matière sombreAstéroïdes
Comètes
Trous Noirs
Hydrogène ionisé
ou moléculaire
Naines brunes
baryonique
WIMPS
Weakly Interacting Massive ParticleS
Non
baryonique
protonsneutrons électrons
photinosgravitinosneutrinos