Faculté des arts et des sciences
Département de physique
Astronomie Extragalactique
Cours 10: Amas de galaxies
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Amas de galaxies
Pourquoi est-ce important d’étudier les amas de
galaxies ?
1. Formation des galaxies: qu’est-ce qui s’est formé
d’abord, les galaxies ou les amas (top-down ou
bottom-up) – Hierarchical clustering: bottom-up
2. Morphologie des galaxies (Dressler 1980)
3. Évolution des galaxies: difficile à voir pour les
galaxies individuelles – plus facile propriétés des
amas vs z (e.g. Butcher-Oemler)
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Amas de galaxies
Définition: augmentation du nombre de
densité de surface σ de galaxies par rapport
au nombre de densité du background
> N
À déterminer
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Définition de Abell (1958)
1. N > 50 m3 50 - contenus dans un cercle de rayon =
1.7/z arcmin ~ 1.5 h100-1 Mpc autour du centre
3. 0.02 2
2. N > 50 m1 10
en contact (apparent)
Symétrie sphérique
2. Medium-compact:
1 condensation centrale de galaxies brillantes – pas de
contact (apparent)
Plusieurs condensations
3. Open:
Pas de condensation
σ/σBG ~ 5
Effet de sélection
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Amas de galaxies
Système de Bautz-Morgan (1970): système basé sur la
façon dont un amas est dominé par sa galaxie la plus
brillante (cD)
Type Description
I. Amas dominé par une seule galaxie cD (au centre)
II. Galaxies les plus brillantes de l’amas intermédiaires
entre cD et elliptiques géantes normales (Coma)
III. Amas sans galaxie dominante (Virgo)
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Amas de galaxies
Principaux problèmes avec B-M:
A. Le système B-M est très vulnérable à la
contamination des galaxies du champ (galaxie
brillante du champ III I)
B. Le système B-M est affecté par la distance. K-
dimming masque l’enveloppe d’une cD
elliptique normale
C. Si 2 ou plusieurs galaxies dominent pas de
place dans la classification
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Amas de galaxies
Système de Oemler: système basé sur la
proportion des différents types morphologiques:
1. Amas cD:
Dominé par des galaxies super-géantes au
centre
Pas de spirale au centre
Plus grande proportion d’elliptiques
Dense, sphérique, concentré
Rapport E:S0:S ~ 3:4:2
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Amas de galaxies
Système de Oemler (suite):
2. Spiral-rich:
Composition semblable au champ (field)
Densité faible, irrégulière, pas concentré
Pas de ségrégation (masse ou type)
Rapport E:S0:S ~ 1:2:3
3. Spiral-poor:
Intermédiaire
Composition dominée par S0
Ségrégation (masse & type)
Rapport E:S0:S ~ 1:2:1
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Galaxies du champ
Dressler Sandage & Tammann
50 % S + Irr 80 % S + Irr
35 % S0 10 % S0
15 % E 10 % E
M 35Mpc (régions extérieures d’un super-amas)
• Tcr > temps de Hubble (pas le temps de passer au centre)
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Crossing time
Système de classification d’Oemler
1. Amas cD: dense & concentré
R Tcr E+S0 S
2. Amas spiral-rich: peu dense & peu concentré
R Tcr E+S0 S
Suggère encore une fois l’importance des
mergers S E + S0
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Two-body relaxation time
TR = temps requis pour que les collisions
changent d’une façon significative la distribution
originale de vitesses
T2B = v3/(4 π G2 Mg2 N lnΛ)
Nb de densité Paramètre d’impact (halo?)
T2B = 2 x 1010ans x (vr/103 km/s)3
(Mg/1012 MS)2(N/103 Mpc-3) lnΛ
Galaxies relaxent rapidement ~ Mg, N, 1/vr, Λ
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Two-body relaxation time
Régions centrales d’amas riches
(N ~ 3 x 103 gal. Mpc-3)
T2B ~ 109 ans two-body relaxation
important pour les galaxies massives
Régions extérieures (N petit)
T2B > 1010 ans two-body relaxation
pas important
Effet de relaxation: ségrégation spatiale et en
vitesses des galaxies selon leur masse
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Temps de collision
Tcoll = temps moyen entre les collisions
d’une galaxie avec un autre membre de
l’amas
Tcoll = [21/2 v N π Rg2]-1
~109 ans[(vr/103 km/s)(N/103 Mpc-3)(Rg/10 kpc)]-1
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Temps de collision
Dans les régions centrales d’un amas régulier:
Tcoll ~ 108-109 ans pour Rg ~ 10 kpc
probabilité de mergers élevée
Dans les régions peu dense d’amas réguliers ou
dans les amas irréguliers
(N 1010 ans
peu de chance de merger
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Masse & Densité centrale
Masse totale d’un amas (théo. du viriel)
M = v2 Re/G
M ~ 0.7 x 1015 Msol x[(vr/103 km/s)2 (Re/Mpc)]
Densité centrale (sphère iso.)
ρ0 = 9 vr2 / 4 π G Rc2
ρ0 ~ 3 x 1015 Msol/Mpc3 x [(vr/103 km/s)/(Rc/0.25 Mpc)]2
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M/L (centre des amas)
(M/L)c = 2 ρ0 Rc / σ0
(M/L)c = 9 vr2 / 2 π G σ0 Rc
~ 133 h50 Msol/Lsol x [(vr/103 km/s) \/(σ0/10Lsol pc-2)(Rc/0.25 Mpc)]
Valeurs typiques:
M ~ 1015+/-1 h50-1 Msol
L ~ 1012-1013 h50-2 Msol
M/L ~ 50-500 h50 Msol/Lsol
~ 200 h50 Msol/Lsol