Distribution des galaxies Comprendre lexpansion de lUnivers Comprendre lexpansion de lUnivers Comprendre la construction dune échelle de distances Comprendre

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


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



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



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


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


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)


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



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)


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



Structures à grande Structures à grande échelleéchelle

V V << 1500 km/sec 1500 km/sec << 200 Mpc 200 Mpc


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


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

Documents

Distribution des galaxies Comprendre lexpansion de lUnivers Comprendre lexpansion de lUnivers Comprendre la construction dune échelle de distances Comprendre