Download - Amas et groupes de galaxies Introduction Le groupe local Amas de galaxies Rayonnement X des amas
Amas et groupes de galaxies
• Introduction
• Le groupe local
• Amas de galaxies
• Rayonnement X des amas
Distribution des galaxies non homogène dans l’espace
Introduction
• Amas : concentration de plus de ~50 galaxies
diamètre supérieur à ~1.5 Mpc/h
masse > ~3·1014 MO
• Groupes : les concentrations plus petites
masse ~3·1013 MO
Introduction - 2
Le groupe local
Le groupe local - 2
Le groupe local - 3
M 31 – M 32 – NGC 205
Le groupe local - 4
M 33
Le groupe local - 5
Grand nuage de Magellan (LMC)
Le groupe local - 6
Petit nuage de Magellan (SMC)
Le groupe local - 7
NGC 6822
Le groupe local - 8
IC 10
Naine du Sagittaire :
• dans la direction du centre galactique, très faible, détectée via l’analyse de la cinématique des étoiles, non reliées à celles du bulbe.
• proche (20 kpc), subit forces de marée importantes de notre Galaxie, lui arrachant des étoiles qu’on retrouve le long de sa trajectoire
Le groupe local - 10
• amas ↔ surdensité de galaxies dans un angle solide donné
• si on classe les galaxies par brillance décroissante→ mk = magnitude de la kème plus brillante galaxie de l’amas
Critère d’Abell (1958)
un amas de galaxie est une concentration de :
– plus de 50 galaxies de magnitude m : m3 < m < m3+2
– localisées dans un cercle de rayon angulaire θa < 1΄.7/z
(dans le catalogue d’Abell, z est estimé à partir de m10, supposée identique pour tous les amas)
Amas de galaxies
• établi visuellement sur plaques photos
• couvre 2/3 de la voûte céleste
• z < 0.2
Catalogue d’Abell
Amas de galaxies - 2
Classification morphologique
Amas de galaxies - 3
cD : galaxie cD au centre B : 2 gal. brillantes au centre L : alignement des gal. dominantes F : forme oblate sans gal. dominante C : noyau > 4 gal. brillantes I : irrégulier
• amas réguliers : plus compacts, plus d’elliptiques, plus grande densité centrale (→ amas évolués)
• amas irréguliers : plus ouverts, plus de spirales, moins denses (→ amas en cours de formation)
évolution
Amas de galaxies - 4
Abell 2029 – cD
Amas de galaxies - 5
Coma – B
Amas de galaxies - 6
Persée – L
Amas de galaxies - 7
Abell 2065 – C
Amas de galaxies - 8
Abell 1291 – F
Amas de galaxies - 9
Hercule – I
Dynamique des amas
Amas de galaxies - 10
• Masse dynamique
pour un système isolé en équilibre dynamique :
R = distance caractéristique entre 2 galaxies ~ rayon de l’amas
σ = dispersion de vitesses (déduite des vitesses radiales en supposant une certaine distribution spatiale)
avec R ~ 3 Mpc et σ ~ 1000 km/s → M ~ 1015 MO
→ masse amas >> somme des masses des galaxies (même tenant compte de leurs halos de matière sombre)
Amas de galaxies - 11
• Temps de traversée (crossing time)
pour un amas de taille R et une dispersion de vitesse des galaxies σ :
tcross ~ R/σ (*)
R ~ 1 – 10 Mpc et σ ~ 1000 km/s → tcross ~ 1 – 10 Gyr
→ les galaxies ont à peine eu le temps d’effectuer une ou quelques orbites
(*) en exprimant R en Mpc et σ en 1000 km/s, on obtient t en milliards d’années
Amas de galaxies - 12
• Temps de relaxation
(1) temps pour que les collisions à 2 corps
– réalisent l’équipartition de l’énergie
– rendent la distribution de vitesses isotrope
pour un amas contenant N galaxies :
avec N ~ 100 – 1000 et tcross ~ 1 – 10 Gyr → t2–body ~ 4 – 200 Gyr
(2) temps de relaxation tenant compte d’une composante diffuse (gaz et/ou matière sombre) :
: fgal = fraction de la masse qui est dans les galaxies
→ trelax > âge de l’Univers
Amas de galaxies - 13
→ relaxation par collisions non significative (sauf, éventuellement, pour des sous-groupes compacts au centre de l’amas)
Conséquence de la relaxation par collisions :
– équipartition de l’énergie
→ les galaxies les plus massives doivent se retrouver au centre
– or, c’est ce qu’on observe généralement
– mais on pense que c’est plutôt dû à la friction dynamique et aux fusions…
Amas de galaxies - 14
• Relaxation violente
Pour expliquer la forme régulière des galaxies elliptiques alors que les collisions à 2 corps sont négligeables, Donald Lynden-Bell introduit en 1967 une formulation statistique d’un « gaz sans collision » soumis à sa propre gravité
→ baptise le phénomène « relaxation violente »
Son temps caractéristique est
Le même raisonnement peut être appliqué aux amas
→ il leur faut malgré tout au moins quelques milliards d’années pour se relaxer
→ la majorité des amas ne sont sans doute pas relaxés
→ cela a-t-il un sens de déterminer leur masse par le thm. du viriel ?
Amas de galaxies - 15
• Friction dynamique
– une particule massive traversant un milieu homogène ne ressent pas de force gravitationnelle au départ
– mais elle attire les autres → la distribution devient inhomogène
→ accumulation de particules dans son sillage
→ ralentissement de la particule massive
→ elle migre vers le centre de l’amas (puits de potentiel)
→ accumulation des galaxies massives au centre
– effet encore renforcé par les fusions de galaxies
Amas de galaxies - 16
• Ségrégation morphologique
Proportion de galaxies de différents types en fonction de l’environnement
Environnement E S0 S (E+S0)/S
Amas très concentré 35% 45% 20% 4.0
Amas moyent concentré 15% 55% 30% 2.3
Amas peu concentré 15% 35% 50% 1.0
Dans le champ 15% 25% 60% 0.7
Amas de galaxies - 17
Concentration de E et S0 au centre
S en périphérie
Causes :
– friction dynamique → les plus massives au centre
– transition S → S0 : perte de gaz par mouvement dans le ICM (intra cluster medium)
– transition S0 → E : fusion « sèche » (pas de gaz → pas de formation d’étoiles suite à la fusion)
– fusions S + S → E
– cannibalisme : cD (et gE) absorbent naines et S
Groupes de galaxies
Amas de galaxies - 18
• Analogues aux amas mais moins peuplés, moins massifs, moins étendus
• Groupes compacts :
– quelques galaxies très proches
– souvent en interaction
– émission X
– temps de vie court (tdyn ~ R/σ ~ 200 millions d’années)
Quintet de Stefan
Sextet de Seyfert
Rayonnement X des amas
Abell 383 en optique (blanc-bleu) et rayons X (pourpre)
Propriétés générales
Rayonnement X des amas - 2
• émission étendue (~ 1 Mpc)
• non variable à l’échelle des observations (30 ans)
• luminosité LX ~ 1043 – 1045 erg/s
→ rayonnement bremsstrahlung (freinage) d’un gaz chaud et diffus :
accélération d’e– libres dans le champ électrique des noyaux
• la forme du spectre dépend de T → moyen de déterminer T
• Mgaz ~ 1014 – 1015 MO ~ 3 – 5 Mgalaxies (insuffisante pour expliquer Mviriel)
• T ~ 107 – 108 K (1 – 10 keV)
Raies d’émission
Rayonnement X des amas - 3
• raie principale : Lyα du Fe 25 fois ionisé à ~ 7 keV (noyau de Fe + 1 e− !)
• plus le gaz est chaud (→ ionisé), plus les raies sont faibles
• photo absorption aux basses fréquences, croît avec la densité de colonne NH
Origine du gaz chaud
Rayonnement X des amas - 4
• présence de métaux → gaz enrichi par nucléosynthèse
→ doit provenir des étoiles
→ doit avoir été arraché aux galaxies
• causes de l’arrachement (stripping) :
(1) collisions galactiques
(2) mouvement des galaxies dans l’ICM
→ « vent » qui sépare le gaz et la poussière des étoiles
Propriétés du gaz chaud
Rayonnement X des amas - 5
• température : très élevée (107 – 108 K)
– potentiel gravitationnel de l’amas très intense
→ énergie cinétique des particules élevée
– accessoirement : chauffage par SNe et AGN
• morphologie :
– amas réguliers : distribution lisse, centrée comme les galaxies
– amas irréguliers : distribution plus irrégulière, souvent associée à celle des galaxies
– déviations fréquentes à la symétrie axiale → probablement pas à symétrie sphérique
Rayonnement X des amas - 6
• distribution de l’émission X dans quelques amas :
« Cooling flows »
Rayonnement X des amas - 7
• l’émission X consomme de l’énergie → refroidit le gaz
• processus lent sauf au centre de l’amas où la densité est plus grande
→ diminution de pression au centre
→ le centre se contracte sous le poids des zones extérieures
→ augmentation de densité
→ refroidissement encore plus fort
(supérieur à ce qui est observé)
Rayonnement X des amas - 8
→ il doit y avoir une source « extérieure » d’échauffement
• par exemple : des AGN au centre de l’amas
• jets radio
→ déplacement du gaz
→ friction
→ échauffement
Image : superposition des émissions radio (contours) et X (fausses couleurs) autour de NGC 1275, galaxie centrale de l’amas de Persée ; on constate que les jets radio suppriment l’émission X
Evolution des amas
• observations d’amas jusque z ~ 1 (quand l’Univers avait la moitié de son âge actuel)
→ peu d’évolution de la fonction de luminosité des amas
sauf légère tendance à avoir moins d’amas très lumineux et très massifs dans le passé
Effet Butcher – Oemler
Variation de la composition des amas
• localement : les elliptiques sont plus nombreuses dans les amas, les spirales dans le champ
• dans le passé : plus grande proportion de spirales dans les amas
(évolution des galaxies et stripping du gaz dans l’ICM)
Diagrammes couleur-magnitude (CMD)
Evolution des amas - 2
• dans un même amas : séquence ± horizontale (→ même couleur) correspondant aux galaxies elliptiques (Red Cluster Sequence, RCS)
• Evolution :
– quand z augmente (galaxies plus jeunes), la RCS devient plus bleue
– tellement précis que la couleur de la RCS permet de déterminer z à ± 0.1
– couleur compatible avec âge des étoiles ≈ âge de l’Univers → une grande partie des étoiles se forme très tôt
– légère pente due à une métallicité plus élevée dans les galaxies plus massives
Evolution des amas - 3
Recherche d’amas lointains
• recherche de galaxies autour d’émission X étendue (z < 1.4)
• recherche de galaxies autour de quasars à haut redshift (en supposant qu’ils ont une bonne chance d’être dans des amas)
Image : proto-amas à z = 5.3 (1 milliard d’années après le Big Bang) découvert autour d’un quasar
Sa taille est > 13 Mpc et sa masse totale > 4·1011 MO