Mise à jour le 11 Novembre 2012
 
 
    
CONFÉRENCE
"LES PREMIÈRES GALAXIES DE L’UNIVERS"
Par Françoise COMBES
Astronome au LERMA, Observatoire de Paris
Pour les RCE 2012 Cité des Sciences de Paris
Le 2 Novembre 2012 à 10H45
 
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 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
 
 
 
 
Françoise Combes est astronome à l'Observatoire de Paris, au département du LERMA : Laboratoire d'Étude du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique.
 
Elle est spécialiste de la matière noire et de l'évolution des galaxies; sujets principaux de la conférence de ce soir.
 
 
La connaissance des premières galaxies de l’Univers a énormément évoluée grâce notamment au télescope spatial Hubble.
Les champs profonds (HDF) et ultra profonds (HUDF) ont permis d’identifier presque tous les stades de formation des galaxies à différentes époques.
 
Hubble nous permet de regarder en direct l’évolution des galaxies.
 
 
 
 
 
 
L’évolution de l’Univers et des galaxies depuis le Big Bang, du haut vers le bas.
 
La recombinaison (formation des premiers atomes) se produit au bout de 380.000ans et laisse le CMB comme trace actuelle.
 
La ré-ionisation de l’Univers commence à se produire pendant les âges sombres, les premiers quasars se forment (noyaux très actif de galaxie) elle se termine vers 1 Milliard d’années (1 Ga).
 
Les galaxies vont évoluer pour aboutir au monde actuel composé de :
·        72% d’énergie noire,
·        28% de matière noire et brillante (dont 5% de baryons dont nous somme faits)
 
 
 
 
 
La matière noire s’effondre avant les baryons,  les premières galaxies sont donc des galaxies de matière noire.
 
Les galaxies se forment avant les étoiles !
 
La matière noire est donc indispensable !
 
Comment sonder ces objets si lointains ?
Il se trouve que la physique nous aide, tous les nuages de matière entre ces objets et nous, absorbent la raie de l’Hydrogène neutre (raie Lyman alpha) en UV 121,6nm.
L’hydrogène neutre est aussi détecté par la fameuse raie de 21cm correspondant à l’inversion du spin de l’électron.
 
En fait, ces différentes absorptions de raies, permettent de sonder l’Univers.
 
En sélectionnant la présence ou non d’H neutre (marqueur du milieu interstellaire) grâce à des filtres, on peut se rendre compte du stade d’évolution des galaxies ; l’H neutre disparaît avec la création de galaxies.
 
Au cours des millions d’années on passe de HI (neutre) à HII (ionisé).
 
J’ai trouvé sur le site du télescope japonais Subaru une belle représentation de l’Univers en tenant compte de l’Hydrogène ionisé ou non, la voici :
(crédit NAOJ)
 
 
 
 
L’utilisation de filtres laissant passer plus ou moins les raies caractéristiques de l’Hydrogène, est une technique de détection des galaxies lointaines (voir aussi la conférence de D Kunth).
 
Les plus petites structures se forment en premier, et c’est par fusion et accrétion que des ensembles plus massifs se forment.
 
Donc plus on avance dans le passé, plus on découvre de galaxies de moins en moins massives.
 
 
 
 
 
 
 
Les galaxies se regroupent dans des concentrations filamenteuses (les filaments cosmiques) ; entre ces filaments il existe de grands vides.
Ces filaments sont comme une toile d’araignée contenant des galaxies et où les amas de galaxies se forment aux croisements.
 
 
On recherche la première galaxie, on a des pistes vers z=10, mais il faudra attendre le nouveau télescope spatial JWST pour pouvoir progresser.
 
Pour le moment l’objet le plus lointain est un sursaut gamma (GRB) situé à z= 9,4 soit approx 500Ma après le BB.
 
On remarque sur cette courbe que plus on avance dans le temps, plus les objets lointains que l’on découvre sont des GRB, alors que dans les années 1960, on découvrait plutôt des Quasars ou des galaxies.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Taux de formation d’étoiles par an et par galaxie (courbe coin inférieur droit)
 
Le taux de formation d'étoiles a traversé un maximum vers l'époque z=2, c’est à dire lorsque l'Univers avait 20% de son âge actuel
 
 
Taux de formation d’étoiles : Star Formation Rate en anglais
 
 
 
 
 
 
 
 
(Merci à FC pour les explications qui suivent) :
Cette diapo montre la distribution d'énergie émise par une galaxie en fonction de la longueur d'onde (label en haut), ou de la fréquence (label en bas).
En quelque sorte c'est le spectre de l'émission continue d'une galaxie (on appelle ce diagramme SED (Spectral Energy Distribution).
 
À gauche de la droite verticale en pointillé rouge (1mm) il s'agit du domaine radio, et l'émission est due au rayonnement synchrotron essentiellement, soit des supernovae du starburst, soit d'un éventuel AGN (trou noir supermassif)
À droite de cette droite verticale, la bosse de l'émission est due à la poussière chauffée par les étoiles, c'est un rayonnement thermique presque de corps noir (on dit un corps gris), donc la fonction de Planck en gros.
On ne représente pas sur ce diagramme le rayonnement optique des étoiles, qui sortirait de l'épure vers la droite.
 
 
Pour ces galaxies, l'essentiel de l'énergie est émise dans l'infrarouge lointain, donc par la poussière, et le pic de l'émission est a 100 microns de longueur d'onde.  La courbe la plus haute est pour la galaxie Arp220, a z ~ 0.1, donc une galaxie locale
 
On s'exerce ensuite de mettre Arp 220 à plusieurs distances. Que verrait-on si Arp220 était a z=0.5, 1, 3, 5 10, ce sont les diverses courbes qui suivent avec leur z (leur distance) annotée à chaque courbe.
 
Il y a 2 effets, d'abord plus la galaxie est lointaine, plus son flux diminue, ce qui est normal (la courbe baisse).
Mais le 2eme effet, est le décalage vers le rouge,  donc vers la gauche.
On voit bien que le pic a 100microns se décale progressivement, et c'est la que l'on comprend qu'a la longueur d'onde de 1mm, la courbe pointillée rouge verticale, toutes les courbes se rejoignent avec presque la même intensité.
Et même, a z=10, la courbe est supérieure a celle de z=1.
Donc ce phénomène est très intéressant.
 
On peut détecter avec la même intensité les galaxies lointaines et les galaxies proches, 
 
Même parfois  les galaxies lointaines sont plus brillantes que les galaxies proches.
 
Le domaine millimétrique est donc idéal pour détecter les galaxies lointaines, d'ou ALMA.
 
 
 
 
 
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN :
 
 
La formation des galaxies : CR de la con.SAF de F Combes du 11 Janvier 2012
 
La matière noire : CR conf. de F Combes SAF/AFA le 15 Juin 2009.
 
La matière noire et peut on s'en passer : CR de la conférence de F Combes à la SAF le 26 janv 2008
 
Lyman Alpha Forest
 
Discovery of the Most Distant Galaxy in the Cosmic Dawn par Subaru
 
Les filaments cosmiques représentent la moitié de la masse de l'Univers par le CNRS.
 
Observer la structure à grande échelle de l'univers lointain par l’IRFU.
 
 
 
 
 
Bon ciel à tous
 
Jean Pierre Martin   commission de cosmologie de la SAF
www.planetastronomy.com
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