Transcript Amas et groupes de galaxies

Amas et groupes de galaxies
• Introduction
• Le groupe local
• Amas de galaxies
• Rayonnement X des amas
Introduction
Distribution des galaxies non homogène dans l’espace
Introduction - 2
• 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
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
Le groupe local - 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
Amas de galaxies
• 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 - 2
Catalogue d’Abell
• établi visuellement sur plaques photos
• couvre 2/3 de la voûte céleste
• z < 0.2
Amas de galaxies - 3
Classification morphologique
évolution
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)
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
Amas de galaxies - 10
Dynamique des amas
• Masse dynamique
pour un système isolé en équilibre dynamique :
2 R 2
M~
G
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)
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• 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 : t2body ~ tcross N 6 ln N
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) :
trelax ~ t2body f gal : 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
 12 Mv2  c te
 v 1
M
→ 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 tviolent ~ (2  5)tcross ~ (2  5) R 
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 ?
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• 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
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• 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
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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
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Groupes de galaxies
• Analogues aux amas mais moins peuplés,
moins massifs, moins étendus
• Groupes compacts :
– quelques galaxies très proches
Quintet de Stefan
– souvent en interaction
– émission X
– temps de vie court
(tdyn ~ R/σ ~ 200 millions d’années)
Sextet de Seyfert
Rayonnement X des amas
Abell 383 en optique (blanc-bleu) et rayons X (pourpre)
Rayonnement X des amas - 2
Propriétés générales
• 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)
Rayonnement X des amas - 3
Raies d’émission
• 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
Rayonnement X des amas - 4
Origine du gaz chaud
• 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
Rayonnement X des amas - 5
Propriétés du gaz chaud
• 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 :
Rayonnement X des amas - 7
« Cooling flows »
• 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)
Evolution des amas - 2
Diagrammes couleur-magnitude (CMD)
• 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