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Mise à jour 24 Décembre 2017

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CONFÉRENCE MENSUELLE DE LA SAF
 «LES AMAS DE GALAXIES DANS L’UNIVERS»

Par Florence DURRET

Astrophysicienne IAP et Université P et M Curie

À TelecomParisTech 46 rue Barrault Paris 13.

Le Vendredi 15 Décembre 2017 à 19H00  Amphi Thévenin

 

Photos : JPM et DB pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos et des animations.

Le conférencier a eu la gentillesse de nous donner sa présentation, elle est disponible sur ma liaison ftp et se nomme :

Conf_SAF_2017_Durret.pdf, qui se trouve dans le dossier CONF-MENSUELLES-SAF/ saison 2017-2018. . 

Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.

 

Cette conférence a été filmée en vidéo (grâce à UNICNAM et IDF TV) et est accessible sur Internet

On la trouve à cette adresse   disponible dans quelques jours

 

 

 

 

 

Danielle, comme à son habitude, vérifie les réservations avec zèle !!

 

Attention aux resquilleurs !!

 

Ils n’ont aucune chance !

 

Pour info, en moyenne, 15 à 20% des gens que se sont inscrits fermement ne se présentent pas. C’est un taux constant que j’ai constaté sur plusieurs années.

 

Merci à ceux (nombreux) qui préviennent par mail qu’ils ont un empêchement.

 

 

 

 

 

 

 

Florence Durret est astronome à l’Institut d’astrophysique de Paris (IAP) et à l’université Pierre et Marie Curie.

 

Son domaine de prédilection : les amas de galaxies qu’elle étudie dans différentes longueurs d’onde, allant du visible aux rayons X par exemple. Elle est aussi l’auteur de nombreux articles scientifiques.

 

Voici comment elle résume sa présentation de ce soir :

 

« Les amas de galaxies sont les structures les plus massives observées dans l'univers.

En plus de leur intérêt pour la cosmologie, puisque leur comptage permet de déterminer les paramètres cosmologiques indépendamment d’autres méthodes, ce sont des objets intéressants en soi, parce que les conditions physiques qui y règnent sont variées et influencent les propriétés des galaxies.

Dans les amas on détecte aussi un gaz très chaud qui émet en rayons X et dont la distribution en densité et température permet de comprendre comment chaque amas s'est formé, par des collisions de plus petits amas. Enfin, les amas doivent contenir une matière qui n'émet pas de lumière, mais qui est détectée par ses effets gravitationnels: la matière noire, dont l’existence est suggérée par trois types d’observations des amas.

Je propose de présenter quelques résultats obtenus par notre équipe au cours des dernières années pour illustrer la physique qui peut être faite avec les amas au XXIème siècle. »

 

 

 

 

Voir sa présentation très détaillée pour plus de précision.

 

 

 

 

Qu’est-ce donc un amas de galaxies ?

 

Ce sont des galaxies (de plusieurs centaines à quelques milliers) qui sont liées ensemble par gravité.

Elles sont visibles surtout en lumière visible (on dit optical en anglais).

Les amas (clusters en anglais) contiennent aussi du gaz très chaud et de la matière noire.

 

Les précurseurs des découverts d’amas étaient Fritz Zwicky (qui a introduit ce qui allait être la notion de matière noire) et George Abell qui établit le premier catalogue de surdensité de galaxies qui allait devenir des amas. (plusieurs milliers).

 

Les amas de galaxies sont les plus grandes structures liées par gravité dans l’Univers.

Elles sont d’une taille de l’ordre du million de Mpc (Méga parsec, plusieurs millions d’al) et peuvent contenir jusqu’à 1014 à 1015 Masses solaires.

 

 

http://www.planetastronomy.com/special/2012-special/03avr/amas-I5.jpg

Parmi les amas célèbres : l’amas de Coma dans la chevelure de Bérénice.

 

L'amas de galaxies Coma en lumière visible (à gauche), on voit les deux galaxies principales, NGC 4874 et NGC 4889, et plein d'autres galaxies.

 

Au centre, on voit image en rayons X à grande échelle prise avec le satellite XMM-Newton (ESA). Le rouge correspond aux zones de plus forte émission X.

 

À droite, en rayons X image obtenue avec le satellite Chandra (NASA) ; les deux points lumineux correspondent aux deux galaxies les plus brillantes.

 

 

C’est un vaste amas qui contient plus de 1000 galaxies.

Sa dimension une dizaine d’années-lumière, sa distance à la Terre : 300 millions d’années-lumière.

Sa masse : 1015 masses solaires.

Il est composé de 15% de gaz ; 5% de galaxies et 80% de matière noire.

 

 

 

Comment se forment les amas de galaxies ?

 

Dans le modèle hiérarchique actuel, de petites structures (les galaxies) évoluent vers des grandes structures (les amas).

On observe des galaxies jusqu’à un z de 10 (z= redshift = indication de distance dans le passé, ou temps écoulé depuis le Big Bang) alors que l’on observe des amas jusqu’à z=2,5, donc plus tard, après la formation des galaxies.

 

Quelques valeurs approximatives du redshift (décalage vers le rouge):

 

Redshift z

0

1

5

10

100

1000

époque

Aujourd’hui

5 Ga après le BB

2Ga après le BB

0,5 Ga après le BB les premières étoiles

Quelques Ma après le BB  les âges sombres

CMB 3800.000 ans

 

 

La structure de l’Univers est sous forme de vide et de filaments.

Les amas se forment à l’intersection des filaments comme on le voit dans cette simulation Millenium. que l’on peut consulter sur la page indiquée.

 

 

Pourquoi rechercher les amas dans l’Univers ?

 

Cela permettrait d’obtenir des informations sur la matière noire et sur les paramètres cosmologiques.

 

On pourrait aussi découvrir les amas lointains et obtenir des informations sur leur formation.

 

Il existe des relevés permettant d’accéder à un grand nombre d’amas comme le relevé DAFT/FADA (Dark energy American French Team), coopération franco-américaine.

 

Il s’intéresse à 90 amas de caractéristiques suivantes :

 

• redshift 0.4 < z < 0.9

• massifs (M > 2x1014M solaire)

• avec images HST et

• Données X (XMM-Newton ou Chandra)

 

1er but : contraintes sur l’énergie noire par tomographie par effet de lentille gravitationnelle faible avec des amas

2ème but : étudier un grand échantillon homogène d’amas massifs et relativement lointains

 

 

On s’aperçoit que la majorité des amas se sont formés en même temps.

Par exemple pour Abell 851 la plus grande partie de l’évolution de cet amas s’est effectuée à z < 0,9.

 

 

 

Fonction luminosité d’une galaxie.

 

 

 

En astronomie, la fonction (ou la distribution) luminosité représente le nombre d’étoiles ou de galaxies par intervalle de luminosité

C’est la densité d’objets par intervalle de luminosité.

 

On voit ici sur l’écran la luminosité galactique pour ces amas de galaxies de l’étude CFHTLS (Canada France Hawaï Telescope Legacy Survey).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Et la cosmologie ?

 

L’étude des amas de galaxies permet de donner des contraintes sur les divers paramètres cosmologiques, nous faisant ainsi tendre vers des valeurs solides de la composition de l’Univers.

 

 

La formation des amas et des galaxies est sensible aux paramètres décrivant la composition de l’Univers ; en particulier la proportion de matière noire.

 

 

En comparant le nombre d’amas situés dans une tranche d’Univers donné avec des modèles, on peut en déduire les paramètres ou du moins des limites sur ces paramètres (contraintes).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Les amas en rayons X .

 

 

Les premières découvertes d’émission X l’ont été pour l’amas de Coma en 1970 ; ce n’est possible que depuis l’espace.

Les seuls satellites actuels disponibles sont XMM-Newton de l’ESA, Chandra de la NASA et Suzaku japonais.

 

En X, les amas sont très diffus, et étendus.

L’émission X est due à du gaz très chaud (dix à cent millions de degrés) et très peu dense, il est fortement ionisé (FeXXV, FeXXVI). (Par ex Fe XXV, signifie, Fer ionisé 24 fois, le Fer neutre étant noté Fe I).

Luminosité X de l’ordre de 1037 W

Les électrons du gaz sont freinés : effet de rayonnement de freinage (Bremsstrahlun).

 

 

 

 

 

 

Les spectres en rayons X

 

Gaz très chaud : T= quelques millions de degrés

 

Gaz très peu dense.

 

 

 

Illustration : Le spectre X de L’amas Abell 85 (z=0.055)

Satellite XMM-Newton

 

 

 

 

 

 

 

Les spectres en rayons X nous permettent d’estimer :

 

 

·         la température T et la densité du gaz  

·         donnent la variation spatiale de ces quantités en fonction de la distance au centre de l’amas

·         l’abondance des éléments « lourds » (la« métallicité ») qui ont été fabriqués dans les étoiles et rejetés dans le milieu intergalactique, en particulier le fer

 

 

Ici : Abell 496 sous ses divers aspects (XMM-Newton)

 

 

 

 

 

 

 

CONCLUSION.

 

·         La plus grande partie de l’évolution des amas a eu lieu avant z<0,9

·         La luminosité varie avec le redshift et la masse des amas

·         Il est possible d’étudier maintenant la physique de grandes quantités d’amas.

·         On attend beaucoup d’Euclid le nouveau projet de l’ESA qui devrait étudier plus de 100.000 amas !

 

 

 

 

Nombreuses questions posées à notre orateur.

 

 

 

 

 

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN :

 

Masse manquante dans les amas de galaxies par F Durret

 

Constraining cosmological models with surveys of galaxy clusters

 

Mesurer les paramètres cosmologiques avec les amas de Planck

 

Les amas de galaxies en lumière visible et en rayons X, par Florence Durret.

 

Les groupes et amas de galaxies par l’Observatoire de Paris.

 

 

 

 

Prochaine conférence mensuelle de la SAF : Vendredi 12 Janvier 2018  19H00

 

CONFÉRENCE DE CLAUDIE HAIGNERÉ 
Astronaute ESA, médecin, ancienne ministre, ancienne Présidente d’Universcience   SUR

« SA VIE D’ASTRONAUTE ET SES NOUVELLES MISSIONS»

 

 

Entrée libre mais réservation obligatoire. (Vigipirate) À partir du 16 Décembre 2017  

 

 

 

Bon ciel à tous

 

 

Jean Pierre Martin   Président de la commission de cosmologie de la SAF

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