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


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


Abell 2029 – cD


Coma – B


Persée – L


Abell 2065 – C


Abell 1291 – F


Hercule – I

Dynamique des amas


• 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)


• 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


• 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


→ 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…


• 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 ?


• 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


• 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


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


• 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


• 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


• 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


• 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


• distribution de l’émission X dans quelques amas :

« 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)


→ 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

Documents

Amas et groupes de galaxies Introduction Le groupe local Amas de galaxies Rayonnement X des amas