RCE 2012 Kunth ages sombres



Mise à jour le 9 Novembre 2012



CONFÉRENCE "LES GALAXIES LOINTAINES ET L’ÂGE SOMBRE DE L’UNIVERS"
Par Daniel KUNTH
Dr de recherche CNRS Astrophysicien IAP
Pour les RCE 2012 Cité des Sciences de Paris
Le 1^er Novembre 2012 à 17H15

Photos : JPM. 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.
REMARQUE : Les comptes rendus des conférences sont mis en ligne au fur et à mesure.
L’AFA mettra aussi les présentations des conférenciers en ligne en ligne sur leur site.
Vous vous en apercevrez en allant voir la page du compte rendu général de temps en temps à l'index "conférences", je signalerai les mises en ligne dans la fenêtre des mises à jour du site








Daniel Kunth bien connu de nos lecteurs a été à l’origine de nombreux évènements consacrés à l’astronomie comme La nuit des étoiles, ou les conférences publiques de l’IAP.

Il est aussi l’auteur de nombreux ouvrages.

Le sujet de ce soir : la période des « âges sombres » et comment et quand se sont formées les premières galaxies.

Mais tout d’abord, qu’est ce donc ces âges sombres ?









Au commencement, le Big Bang remplit l’Univers naissant de particules (électrons, protons etc..), il se dilate en se refroidissant.

Au bout de 380.000 ans se produit enfin la combinaison des ions et des électrons pour former les atomes qui sont neutres et donc ne sont plus opaques au rayonnement.

L’Univers qui n’était qu’un brouillard, devient transparent ; les premiers photons peuvent jaillir, nous détectons aujourd’hui ce qu’il en reste le CMB.

Mais aucune étoile n’illumine encore l’espace, c’est ce que l’on va appeler la période des âges sombres, qui va durer plusieurs centaines de millions d’années jusqu’à l’apparition des premières étoiles et galaxies vers un milliard d’années où l’Univers redevient ionisé.




Quels astres provoquent donc ces ionisations ?
Des petites galaxies fusionnent pour en créer des plus grosses (modèle hiérarchique de formation).
Il faudrait pouvoir vérifier cela, et donc chercher la galaxie la plus lointaine.

On définit pour les objets lointains la facteur de décalage vers le rouge ou redshift, le fameux z.

Si l est la longueur d’onde de la raie d’un corps particulier soit au repos soit observée, le z est défini de la façon suivante :


l obs = l repos (1 + z)

Le facteur (1+z) est directement lié à la taille de l’Univers au moment où la lumière a été émise.

Pour un z=3, par exemple, l’Univers était (1+3) = 4 fois plus petit ; 64 fois plus dense (4x4x4) et approximativement 80% plus jeune qu’aujourd’hui.





On découvre notamment grâce à Hubble de grandes quantités de galaxies lointaines, comme on peut le voir sur cette photo.

En pointant pendant des heures un coin du ciel où l’on pensait qu’il y avait peu de galaxies, on découvre…………….des milliers et des milliers de galaxies.

En fait plus d’un million de galaxies par degré carré.

C’était le Hubble Deep Field (HDF).

Les galaxies situées à 5 milliards d’al par exemple, n’ont rien à voir avec les galaxies d’aujourd’hui.





Puis on eut l’idée quelques années plus tard d’effectuer la même opération dans un autre coin du ciel et plus longtemps (200 heures d’observation), ce fut le Hubble Ultra Deep Fiel (HUDF).
Même résultat de plus en plus de galaxies lointaines.

Cela permit aussi dessiner l’histoire de l’Univers incluant cette période là (schéma de la NASA HST).

Le BB se produit à droite de l’image, après l’ère radiative qui mène au CMB, succèdent les âges sombres (dark ages) puis les premières étoiles (la population III) et les premières galaxies.

Les âges sombres se situent quand l’Univers avait 7% de son âge.




Mais dans toutes ces mesures, il fallait être capable de mesurer exactement les distances de ces objets lointains.



Pour cela on se base sur le spectre des objets lointains et de leurs z.

On sait que les étoiles rayonnent peu dans des longueurs d’onde inférieures à 912 Angstrom (domaine UV) et que l’Hydrogène neutre (noté HI) est absorbé entre 912 et 1216 Angstrom (raies Lyman).

De plus si l’objet est très loin, son rayonnement est absorbé par les nuages inter galactiques, ce qui est aussi un moyen de trouver sa distance.







En choisissant différents filtres en fonction du z, on peut favoriser certaines régions de l’espace et ainsi détecter et évaluer les distances de galaxies lointaines. (drop out technique en anglais)

Ceci est illustré par une animation que D Kunth nous montre que l’on trouve sur ce site en cliquant sur l’image à côté de Drop-out method. (je n’ai pas réussi à la copier !).

Le principe : l’Univers est rempli d’Hydrogène neutre (noté HI) et cet élément absorbe la lumière en dessous de 121,6nm (ou 1216 Angstrom). Le résultat de cette absorption est une cassure dans le spectre de cet objet.
Les objets proches (z proche de 0) ne montreront aucun changement dans la position de cette longueur d’onde, par contre les objets ayant un z grand (>6) cette cassure se produira plus dans le rouge (> 800nm).
L’animation montre justement la variation du spectre observé en fonction du z. les galaxies très lointaines doivent donc être observées de plus en plus dans le rouge ou l’infra rouge.



La technique Drop-out (ou Lyman Break)
Les raies Lyman étant une série particulière d’absorption de H.
Voici l’exemple d’une galaxie de redshift 7 dans la partie haute du diagramme
La présence de HI coupe brutalement le spectre en dessous d’une certaine valeur (approx 970nm)
Différents filtres représentés dans la partie intermédiaire du schéma, dont les valeurs sont respectivement 591 nm, 776 nm, 944 nm, 1119 nm, et 1604 nm (ce sont ceux utilisés par Hubble) que l’on nomme dans la littérature astronomique par une lettre caractérisant la bande : "V", "i", "z", "J", et "H" sont utilisés pour étudier ce spectre.
Le résultat est figuré sur la partie basse où l’on remarque que seuls les filtres J et H laissent passer l’information, indiquant que la galaxie émettrice est à très grand redshift. C’est donc un moyen de « dater » ces galaxies lointaines.

Crédit:Rychard Bouwens






Voici l’exemple de l’équipe de HUDF qui découvrit

· 16 galaxies à z=7 (cercles bleu clair) et
· 5 galaxies à z=8 (cercles bleu foncé)



On constate que même à z=7 ces jeunes galaxies ont des sous structures.










On s’aperçoit aussi que plus elles sont anciennes (z élevé) et plus elles sont petites comme on le voit sur ce graphique.


De nouvelles études devraient apporter des résultats plus complets avec l’utilisation du réseau ALMA. On pourra observer plus loin car le redshift est si grand qu’on arrive à des longueurs d’onde de la radioastronomie.






En résumé :
· Les galaxies les plus jeunes sont petites : moins de 1kpc
· Leur formation a probablement eu lieu 500 millions d’années après le BB
· Elles font probablement partie des galaxies qui ré-ionisent le milieu neutre galactique
· Alma devrait pouvoir être capable de pénétrer cet âge sombre


À suivre…


POUR ALLER PLUS LOIN :

Les galaxies lointaines : CR de la conf SAF de D Kunth du 12 Janv 2011.

La fin des ages sombres : CR de la conférence SAF de M Langer de l'IAS le 17 Mars 2007

Spitzer and Hubble Team Up to Find "Big Baby" Galaxies in the Newborn Universe

NASA's Hubble Finds Hundreds of Young Galaxies in Early Universe

Hubble Extreme Deep Field homepage.

Candels : Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey

Constraints on galaxies in the ﬁrst billion years: the HST HUDF09 program par G Illingworth présentation pdf intéressante.

Plus technique : The Intermediate-band Dropout Method: A New Method to Search for High-Redshift Galaxies



Bon ciel à tous

Jean Pierre Martin commission de cosmologie de la SAF
www.planetastronomy.com
Abonnez-vous gratuitement aux astronews du site en envoyant votre nom et e-mail.