Université Nice Sophia Antipolis

1-Observables

Par comparaison avec d'autres objets astrophysiques, les amas de galaxies offrent une diversité de signatures observationnelles que nous allons présenter dans cette partie. Cette diversité nous offre une multitude de possibilité afin d'estimer la masse des amas de galaxie.

1.1-Visible :

Dans cette partie nous présenterons les observables visibles. Nous nous intéreserons plus particulièrement aux galaxies se trouvant à l'interieur de l'amas.En observant les galaxies contenues dans un amas nous pouvons recueillir des informations sur leurs vitesses. Il est important de noter que nous ne pouvons uniquement observer la projection sur les deux dimensions, c'est à dire sur le plan du ciel (oeil, plaque photo, camera,...).

1.1.1 Imagerie :

coma — Image sorti de l'APOD (Astronomy Picture of the Day) représentant l'amas de Coma dans le domaine du visible.

Comme nous pouvons le remarquer, autour et au sein d'un amas de galaxies existent plusieurs types de galaxies. Nous avons principalement trois types de galaxies :

Spirales :

Lenticulaires :

Elliptiques :

Il est important de savoir caractériser ces galaxies car cela nous permet ensuite de mieux les identifier afin de les garder ou non pas des traitements de données postérieurs. Plusieurs caractéristiques nous permettent de différencier ces types de galaxies. Pour cela nous effectuerons donc une ségrégation des galaxies à l'aide des relevées spectroscopiques.

1.1.2 Spectroscopie :

Dans la littérature, nous retrouvons souvent une baisse soudaine du spectre à 4000 Angström pour les galaxies elliptiques dû à la disparition progressive de toutes les étoiles bleues. Ce comportement nous permet alors de séparer les galaxies elliptiques des autres galaxies. On remarque aussi un comportement différent à cette longueur d'onde là pour les galaxies lenticulaires et spirales comme nous pouvons l'observer ci-dessous.

spectre_ellipt — Spectre d'une galaxie elliptique prise au sein de l'amas de Coma. Nous observons le trou à 4000 Angström ainsi que l'absence du pic en Hydrogène Alpha traduisant la quasi non-présence d'étoiles jeunes au sein de la galaxie. Crédit : SDSS.

spectre_transition — Spectre d'une galaxie lenticulaire prise au sein de l'amas de Coma. Nous observons le trou à 4000 Angström ainsi que la présence du pic en Hydrogène Alpha ce qui traduit une faible présence d'étoiles bleues (jeunes) et présence non négligeable de gaz interstellaire propice à la formation de nouvelles étoiles. Crédit : SDSS.

spectre_galaxie — Spectre d'une galaxie spirale prise près de la galaxie M106. Nous n'observons pas le trou à 4000 Angström. Nous observons cependant le fort pic en Hydrogène Alpha traduisant la forte présence d'étoiles jeunes et de gaz propice à la formation stellaire de nouvelles populations. Crédit : SDSS.

Pour le spectre associé aux galaxies lenticulaires et elliptiques nous ne remarquons pas beaucoup de différences entre les deux spectres. Une des façons d'identifier la nature de la galaxie, uniquement à l'aide du spectre, est d'observer les émissions en H-Alpha. Le H-Alpha que l'on appelle Hydrogène Alpha, est significatif de la présence de zones propices à la formation de nouvelles étoiles : se sont le cas des galaxies lenticulaires. Tandis que les elliptiques elles, ne possèdent plus de pics significatifs dans la longueur caractéristiques de l'Hydrogène Alpha, autrement dit, le taux de formation stellaire est quasi-nulle. Tandis que pour le spectre associé galaxies spirales, nous n'observons pas de chutes autour de la longueur d'onde caractéristique ce qui se traduit par la présence d'étoile jeunes au sein de la galaxie observée.

1.1.3 Evolution :

Maintenant observons ce qu'il se passe en détails aux alentours de notre amas : lorsqu'une galaxie (la plupart du temps spirale) entre au sein de l'amas, plusieurs phénomènes physiques vont s'opérer. Des forces de frottements, dues à l'interaction avec le gaz déjà présent, arrachent progressivement le gaz de la galaxie hors de cette dernière. Grâce au développement de la spectroscopie X et la découverte de Fer dans le gaz intergalactique, et sachant que le fer est un élément lourd qui résulte de l'évolution stellaire. Par conséquent, ce gaz ne peut donc pas résulter de l'accrétion du gaz primordial, ce dernier n'étant composé que d'hydrogène et d'hélium. Le gaz au sein des amas provient donc forcément des galaxies. Parallèlement, les effets de marées jouent aussi un rôle important dans la perte de gaz et la déformation progressive de la structure globale de la galaxie. La perte de gaz provoque alors l'interruption de la formation stellaire modifiant alors progressivement la population d'étoiles car sans gaz, il est impossible de renouveler cette population. Elles finissent alors par rejoindre les galaxies déjà présentes au sein de l’amas et se transforment en galaxies lenticulaires ou elliptiques. De plus, les interactions entre galaxies à l'intérieur de l’amas vont aussi être un moteur important dans la séparation du gaz de la galaxie. Ces superpositions de phénomènes physiques en font donc un ensemble d’étude dynamique complexe.

1.1.4 Décalage vers le Rouge :

Il est important de noter que l'expansion de l'univers a pour effet d'étirer les longueurs d'onde des photons lors de leur parcours jusqu'aux détecteurs. La vitesse d'expansion de l'Univers est un phénomène que l'on peut quantifier à l'aide de la loi de Hubble : $V = H_0\times D $ où $H_0 = 67.8 h_{70}.km.s^{-1}.Mpc^{-1}$ représente la constante de Hubble traduisant la vitesse d'expansion de l'Univers. Ceci a pour effet de décaler tout le spectre vers le rouge c'est ce que l'on appelle le redshift defini par $z=\frac{\lambda-\lambda_0}{\lambda_0}$.Cependant un autre effet se rajoute à ce décalage du spectre : les vitesses propres dont nous mesurons la composante radiale. Les vitesses radiales sont déterminées par l'effet Doppler en mesurant le déplacement du spectre de la galaxie. De ce fait lorsque nous mesurons le décalage vers le rouge d'un objet nous ne pouvons pas dissocier les deux effets $cz \sim V = V_{exp}+V_{propre radiale}$. Pour contourner ce problème nous mesurons le redshift d'une grande quantité de galaxies que nous reportons dans un histogramme. En supposant que le mode de la distribution obtenue est le redshift dû à l'expansion de l'intégralité de l'amas. Nous mesurons alors la dispersion de vitesses radiales des galaxies aux sein de l'amas comme illustré dans la figure.

Schéma illustrant Le phénomène du redshift noté z. Les flèches rouges mettent en évidence le redshift dû à l'expansion de l'univers, tandis que les flèches roses montrent le décallage dû à la vitesse propre d'un objet, (flèches bleues). Nous avons représenté ici trois galaxies dites de champs (A,B,C) qui ont de faibles vitesses propre car elles sont isolées et un amas de galaxies (contenus dans le cercle en pointilliés) dont les membres ont des vitesses propres considérables. En dessous nous avons un exemple d'histogramme correspondant aux mesures de redshifts des galaxies.

1.2-Rayon X :

La présence de gaz chaud au sein de l'amas nous permet plusieurs mesures. Nous pouvons mesurer son flux en rayons X qui peut nous donner une mesure de la densité du gaz. Nous pouvons aussi faire de la spectroscopie sur ce dernier. A partir de mesures spectrométriques nous pouvons remonter à la température T du gaz. Avec ces deux mesures nous pouvons dresser des cartes des propriétés du gaz à travers l'amas (cf. Figure ci dessous). Sur ces cartes nous pouvons mesurer les gradients de densité et de température qui permettront de calculer la masse totale de l'amas de galaxies.

1.2.1-Imagerie :

L'imagerie en Rayon-X nous permet d'identifier et de localiser le gaz présent au sein de l'amas et à l'extérieur de la galaxie qui émet dans ce domaine spectral. Ces informations peuvent être utiles dans l'estimation de la masse de l'amas par Rayon X en quantifiant la quantité de gaz au sein de l'amas.

Visible_RayonX — Signal en Rayon-X reçu de l'amas de galaxies Abell 85. Credits : Chandra X-ray Center, Operated for NASA by the Smithsonian Astrophysical Observatory

1.2.2-Spectroscopie :

La spectroscopie nous permet d'observer differemment la structure de l'amas et ainsi avoir des informations complémentaires à l'imagerie notamment le gradient de température visible au sein de l'amas comme peut le montrer la figure ci-dessous.

CarteRayonX — Carte de la température de l'amas Abell 2597 obtenue par spectroscopie. Superposé a ceci sont les lignes d'émission en rayon X. On remarque que le centre de l'amas est plus froid que l'extérieur ceci est un indicateur que le gaz au sein de l'amas est proche de l'équilibre hydrostatique. Credit:G.R. Tremblay et al. 2012, Multiphase signatures of active galactic nucleus feedback in Abell 2597, MNRAS 424, 1026, p. 1036, Fig. 7.