Les propriétés globales des galaxies : Page pour l'impression

La classification morphologique

E. Hubble proposa en 1926 une classification des galaxies selon trois grandes catégories : elliptiques (E), spirales (barrées SB ou non S) et irrégulières. On y distingue des sous-classes selon le degré d'ellipticité ou le développement des bras spiraux des galaxies.

Les galaxies elliptiques

Les galaxies elliptiques ont l'aspect de sphéroïdes plus ou moins aplatis. Elles contiennent une population d'étoiles plutôt vieilles et très peu de gaz ou de poussières. Les galaxies les plus massives sont des galaxies elliptiques, mais il existe aussi une classe de galaxies elliptiques naines, en général satellites de galaxies plus grosses.

Les galaxies spirales

Les galaxies spirales sont disposées en deux séquences parallèles. Elles contiennent une grande quantité de gaz et de poussières, concentrée dans leur disque, en particulier le long des bras spiraux. On y distingue plusieurs populations d'étoiles d'âges différents, les plus vieilles étant concentrées dans le bulbe central et dans le halo, les plus jeunes étant réparties dans le disque. Les galaxies spirales sont caractérisées morphologiquement par l'importance relative du bulbe, qui décroît du type Sa (ou SBa) vers le type Sc (ou SBc), et le degré d'enroulement des bras autour du noyau. Les bras sont très serrés pour les Sa (ou SBa) et s'ouvrent progressivement jusqu'aux Sc (ou SBc).

Dans les galaxies spirales barrées, le noyau est traversé par une barre d'étoiles, aux extrémités de laquelle débutent les bras spiraux. La présence de gaz et de poussières, de régions ionisées et d'étoiles jeunes s'accroît régulièrement vers les Sc (ou SBc).

Les galaxies irrégulières

Les galaxies irrégulières ont, comme leur nom l'indique, une forme mal définie.

Les galaxies lenticulaires

A la classification de Hubble s'est rajoutée la classe des lenticulaires ou S0. Ce sont des galaxies à très gros bulbe central possédant aussi un disque aplati d'étoiles. Ce disque ne contient pas de bras spiraux, et en général pas ou peu de gaz et de poussières.

Les galaxies naines irrégulières

Enfin, il existe une dernière catégorie, découverte récemment et qui pourrait représenter en nombre presque 50% de la population totale des galaxies, c'est la classe des naines irrégulières. Ce sont des objets à faible brillance de surface, donc difficiles à détecter en optique, mais qui comptent pourtant parfois presque autant d'hydrogène atomique que certaines spirales géantes.

Séquence des types morphologiques des galaxies selon la classification de Hubble

Crédit : Observatoire de Paris

La relation de Tully-Fisher

La relation de Tully-Fisher relie la magnitude absolue d'une galaxie à sa vitesse de maximale de rotation.

Relation entre la magnitude absolue d'une galaxie et le logarithme de la vitesse de rotation galactique maximale, pour un échantillon de 3000 galaxies de la base de données LEDA.

Crédit : ASM

Intensité du profil radio d'une galaxie lointaine (en millijansky, le Jansky représentant $10^{-26} {\,\mathrm{W}} { {\,\mathrm{Hz}}}^{-1}{ {\,\mathrm{m}}}^{-2}$ ), fonction de la vitesse de rotation mesurée par effet Doppler.

Crédit : ASM

Apprendre

La relation de Tully-Fisher

La relation de Tully-Fisher, du nom des deux astronomes anglais qui l'ont découverte en 1977, relie la vitesse maximale $V _{\mathrm{m}}$ de rotation d'une galaxie spirale à sa luminosité. Cette loi empirique prend la forme suivante :

$M\ =\ a\ \log V _{\mathrm{m}} + b$

où les coefficients et représentent la pente et le point-zéro de la relation. Pour la bande photométrique B, les valeurs acceptées actuellement sont : a = -5.8 et b = -8.0 .

La mesure du maximum de la vitesse de rotation observée permet alors d'estimer la magnitude absolue, et par comparaison avec l'éclat apparent mesuré, d'en déduire la distance. C'est une relation de type masse-luminosité qui rend compte du fait que, plus une galaxie est massive :

plus elle tourne vite,
et plus elle est lumineuse.

La vitesse de rotation est mesurée à partir de l'émission du gaz contenu dans le disque. Cette mesure se fait essentiellement soit à partir d'une courbe de rotation de la galaxie obtenue en spectroscopie optique (analyse de la raie $\mathrm{H}\alpha$ de l'hydrogène en émission), soit à partir du spectre radio autour de 1420 MHz (analyse de la raie à 21 cm de l'hydrogène neutre). Ce critère permet d'atteindre une précision de 15 à 25 % sur les distances.

On obtient un bon étalonnage de la relation Tully-Fisher en utilisant les étoiles céphéides qui ont été observées par le télescope spatial Hubble dans une bonne trentaine de galaxies spirales proches.

Les galaxies sosies

La méthode des galaxies sosies suppose que deux galaxies ayant le même type morphologique et la même vitesse de rotation ont aussi en moyenne la même luminosité. Il suffit alors de comparer l'éclat observé à l'éclat d'un étalon de distance connue pour avoir la distance de la galaxie. Il n'est pas nécessaire alors de mesurer la pente de la relation. Il existe aujourd'hui des mesures de vitesse de rotation pour environ 16600 galaxies de notre univers proche.

La relation Faber-Jackson

La relation Faber-Jackson peut comme la précédente être assimilée à un relation masse-luminosité. Elle relie la luminosité intrinsèque d'une galaxie elliptique ou lenticulaire (mais aussi du bulbe d'une spirale) à la dispersion des vitesses des étoiles mesurées en son coeur. Cette dispersion centrale des vitesses est mesurée à partir de l'élargissement de certaines raies d'absorption dans le spectre optique des galaxies. Ces mesures sont très délicates car il faut pouvoir séparer l'élargissement provenant des mouvements des étoiles dans la galaxie, de l'élargissement provoqué par la rotation ou les turbulences dans les enveloppes des étoiles elles-mêmes. La relation possède une dispersion relativement importante d'environ 0.6 magnitude, qui se traduit par une incertitude d'environ 30 % sur les distances estimées. Ce type de mesure est disponible pour environ 4000 galaxies.

Simuler

Morphologie d'une galaxie spirale

L'appliquette ci-jointe décrit la morphologie d'une galaxie spirale.

Étalonnage de la relation de Tully-Fisher

A l'aide de l'appliquette ci-dessous, on se propose d'étalonner la relation de Tully-Fisher.

Calculer, à l'aide de l'appliquette, le logarithme décimal de la vitesse exprimée en km/s (se servir de la commande : = log(B))
Représenter la relation log V - luminosité
Estimer, à l'aide de l'appliquette, la pente et l'ordonnée à l'origine de la relation

La solution :

La relation s'exprime : $M\ =\ -5.1\ \log V - 8.1$

Crédit : ASM

S'exercer

Mesure de la largeur de la raie à 21 cm

Difficulté : ☆ Temps : 20 min

Mesure de largeur de la raie à 21 cm
PGC	$m _{\mathrm{B}}$	(deg)
49157	13.03	66.6
49322	15.20	67.8
49275	13.34	64.1
48925	15.23	82.3

PGC49157

PGC49322

PGC49275

PGC48925

Question 1)

Mesurer la largeur de la raie à 21 cm des galaxies PGC 48925, PGC 49157, PGC 49322 et PGC 49275 à partir des spectres disponibles.

La mesure se fait habituellement à 20% de la hauteur de la raie, par rapport à une ligne horizontale passant au milieu du bruit de fond.

Question 2)

Les largeurs de raies sont perturbées par la turbulence $(\pm 20 {\,\mathrm{km\,s}}^{-1})$ . En déduire les valeurs $\log V _{\mathrm{m}}$ en prenant en compte l'effet de projection et la composante de turbulence de qui élargit la raie. Comparer aux données de la base.

Analyse d'un champ extragalactique

Difficulté : ☆☆ Temps : 45 min

Cet exercice repose sur la consultation de divers documents issus de l'interrogation de la base de données extragalactiques LEDA qui contient les données de près de 3 millions de galaxies. L'exploration est faite dans une région du ciel au voisinage de la galaxie spirale PGC 49347 (NGC5350) pour montrer un exemple de recherche de groupement physique de galaxies et un exemple d'application de la relation de Tully-Fisher à un amas. Les galaxies sont repérées par un numéro PGC (principal galaxy catalog). Les paramètres sont les suivants :

le type morphologique T : E, SO, Sa-Sm,
la vitesse radiale héliocentrique en km/s,
l'inclinaison (calculée à partir du rapport d'axes),
la magnitude apparente en bande B $m _{\mathrm{B}}$ .

On dispose d'un tableau des objets répertoriés, classés par ascension droite croissante, et de quatre "zooms" centrés sur quelques galaxies ou groupes intéressants. Dans le tableau, l'inclinaison est donnée en degré, la vitesse radiale en km/s.

Champ 1 : PGC 49275, 49311, 49322, 2151881, 2151893

Crédit : LEDA/ASM

Champ 2 : PGC 49354, 49356, 49347, 49380, 99754

Crédit : LEDA/ASM

Champ 3 : PGC 49514, 2165372

Crédit : LEDA/ASM

Champ 4 : PGC 49618, 49624, 2185978

Crédit : LEDA/ASM

Question 1)

A l'aide des appliquettes, identifier les principales galaxies. Repérer les différents types morphologiques représentés et les comparer à la table. Identifier la signification des paramètres angulaires pa et i de la table.

Question 2)

Vérifier que PGC 49354 est presque vue de face, et que PGC 49389 est quasiment vue par la tranche.

Question 3)

Peut-on dire que PGC 49356 et PGC 49389 forment une paire de galaxies ?

Question 4)

Comment identifier à partir des divers documents les galaxies formant un petit groupe avec PGC 49347 ?

Question 5)

Rechercher les groupements physiques de galaxies présents dans le champ. Y a-t-il des galaxies qui sont proches sans être associées ?

La relation Tully-Fisher et la mesure de H_0

Difficulté : ☆ Temps : 45 min

Cet exercice est basé sur le résultat de l'exercice analysant un champ galactique, c'est à dire de la liste des membres de l'amas principal du champ extragalactique extrait de la base LEDA et centré sur la galaxie PGC 49347 (NGC 5350). Dans le tableau, l'inclinaison est donnée en degré, la vitesse radiale en km/s.

Question 1)

Expliciter les critères qualitatifs définissant les galaxies utilisables pour appliquer la relation de Tully-Fisher. Peut-on utiliser des galaxies vues quasiment de face ?

Question 2)

Quantitativement, on fixe pour les critères précédents, une vitesse radiale dans l'intervalle 2000 - 2600 km/s, une inclinaison $i > 30^\circ$ . Sélectionner les galaxies en conséquence.

Question 3)

Calculer pour chaque galaxie sa magnitude apparente bleue $m _{\mathrm{B, cor}}$ corrigée des effets d'extinction. Le tableau représente les corrections galactique et intergalactique. Représenter les points $( \log V _{\mathrm{m}} , m _{\mathrm{B, cor}})$ (logvrot, mbc)sur un graphe et évaluer la pente de l'estimation linéaire observée $( m _{\mathrm{B, cor}}\ =\ a\ \log V _{\mathrm{m}} + b)$ .

Dans le tableau, l'inclinaison est donnée en degré, la vitesse radiale (vrad) en km/s, et la vitesse de rotation (logvrot $\equiv \log V _{\mathrm{m}}$ ) en échelle logarithmique, avec également comme unité de vitesse le km/s.