Un amas de galaxies est un regroupement de quelques centaines à quelques milliers de galaxies de tous types morphologiques (irrégulières, spirales, lenticulaires et elliptiques). L’intérieur d’un amas de galaxies ou milieu intra-amas (MIA) est rempli d’un gaz très chaud à une température de plusieurs millions de degrés qui est observé grâce à son rayonnement émis en X. Lorsqu’une galaxie traverse un amas, sa morphologie, sa cinématique et ses propriétés spectrales vont être fortement altérées par divers processus appelés effets d’environnement. Deux mécanismes importants entrent en jeu dans l’évolution de la galaxie : les interactions gravitationnelles et le balayage par la pression dynamique du milieu intra-amas. En effet, une galaxie subit des interactions gravitationnelles au cours de sa traversée de l’amas car elle est perturbée par les champs de gravité des autres galaxies de l’amas et de l’amas lui-même. Ce type d’interaction qui agît sur des échelles de temps longues (plusieurs milliards d’années) a pour conséquences de perturber sa morphologie, créant éventuellement des traînées d’étoiles en dehors du plan de la galaxie, ou de déclencher des flambées de formation de nouvelles étoiles à partir des nuages de gaz d’hydrogène du milieu interstellaire (MIS) de la galaxie.

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 De plus, le gaz chaud du milieu intra-amas exerce une pression sur le milieu interstellaire d’une galaxie. Cette pression agit comme un vent qui balaie le gaz du MIS, d’où le nom balayage par la pression dynamique pour cet effet d’environnement. Plus la galaxie se déplace vite par rapport au MIA et plus la densité de gaz chaud est importante (généralement vers les parties les plus centrales de l’amas), plus le balayage sera fort et plus la galaxie perdra facilement son gaz. Ce type d’interaction est efficace sur une échelle de temps de l’ordre de quelques dizaine de millions d’années, bien plus courte que pour les interactions gravitationnelles. Une conséquence importante de cet effet est que la formation stellaire devient de moins en moins efficace car le réservoir de gaz est progressivement vidé.

 L’équipe de chercheurs menée par Laurent Chemin, Chantal Balkowski et Véronique Cayatte a effectué les observations d’un échantillon d’une trentaine de galaxies de l’amas de la Vierge (l’amas le plus proche de la Voie Lactée situé à 50 millions d’années-lumière) dans le but d’étudier comment les propriétés morphologiques, cinématiques et dynamiques du gaz ionisé des galaxies se comportent avec leur environnement. Figure 1 : Champs de vitesse de 30 galaxies spirales de l’amas de la Vierge. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

 L’équipe de chercheurs menée par Laurent Chemin, Chantal Balkowski et Véronique Cayatte a effectué les observations d’un échantillon d’une trentaine de galaxies de l’amas de la Vierge (l’amas le plus proche de la Voie Lactée situé à 50 millions d’années-lumière) dans le but d’étudier comment les propriétés morphologiques, cinématiques et dynamiques du gaz ionisé des galaxies se comportent avec leur environnement. Figure 1 : Champs de vitesse de 30 galaxies spirales de l’amas de la Vierge. Cliquer sur l’image pour l’agrandir Les observations ont été réalisées aux télescopes de 1.93-m de l’Observatoire de Haute-Provence, de 1.6-m de l’Observatoire du mont Mégantic (Canada), de 3.6-m à l’ESO (Chili) et de 3.6-m au CFHT (Hawaii) entre 2000 et 2005. Une observation typique demande 2h00 de temps de pose. Les données ont été obtenues par la technique d’interférométrie Fabry-Perot avec la caméra à comptage de photons très sensible de l’Université de Montréal (FaNTOmM). Grâce à ce genre d’instrumentation, il est possible d’obtenir des cartes d’émission du gaz hydrogène ionisé (raie Halpha à 656,3 nm) et des champs de vitesse de galaxies avec de très grandes précisions angulaire (de l’ordre de la seconde d’arc) et spectrale (de l’ordre de la dizaine de km/s). Une carte d’émission Halpha permet d’étudier la répartition des régions de formation d’étoiles dans une galaxie et un champ de vitesse permet de mesurer ses propriétés cinématiques ainsi que sa rotation. La Figure 1 montre les champs de vitesse des 30 galaxies observées et la Figure 2 illustre deux exemples de cartes d’émission et de champs de vitesse Halpha pour les galaxies spirales NGC 4254 (Messier 99) et NGC 4654. 

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Figure 2 : Images Halpha et champs de vitesse des galaxies de l’amas de la Vierge. Cartes d’émission (àgauche) et champs de vitesse (àdroite) du gaz ionisé (raie Halpha) pour les galaxies NGC 4254 (en haut) et NGC4654 (en bas). L’émission Halpha est dominée par des régions de formations d’étoiles le long des bras spiraux des galaxies. Le dégradé de couleurs d’un champ de vitesse montre la rotation du gaz autour du centre d’une galaxie. La couleur bleue indique que la rotation se fait en direction de l’observateur (le gaz se rapproche) tandis que la couleur rouge indique que la rotation se fait dans une direction opposée (le gaz s’éloigne). Cliquer sur l’image pour l’agrandir

 L’étude des champs de vitesse des galaxies permettra d’estimer comment varient leur vitesse de rotation circulaire (c’est-à-dire leur masse et leur potentiel), les propriétés de leur halo de matière noire, les perturbations cinématiques (mouvements non-circulaires du gaz) en fonction de leur environnement (leur position dans l’amas, la densité locale de galaxies, la densité du gaz intra-amas, ...). Cela servira à comprendre comment les effets d’environnement interviennent dans l’évolution dynamique des galaxies d’amas. Les observations ont notamment permis de couvrir pour la première fois la cinématique complète de NGC 4438, qui est un exemple typique de galaxie subissant des effets d’environnement (Figure 3). Cette galaxie localisée très proche du centre de l’amas de la Vierge dispose de la morphologie la plus perturbée parmi toutes les galaxies de l’amas. La Figure 3 montre de longues traînées d’étoiles en dehors du disque galactique (image de gauche) ainsi que des filaments de gaz ionisé qui s’étendent principalement à l’Ouest du disque (image au centre). La cinématique de NGC 4438 apparaît également très perturbée (image de droite) par rapport à un champ de vitesse régulier typique (comme ceux des galaxies de la Figure 1). Il y a de fortes raisons de penser que NGC 4438 a subi une interaction de marée avec un compagnon (NGC 4435) et est en train de subir les effets du balayage par la pression dynamique du milieu intra-amas.

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Figure 3 : La galaxie NGC 4438 :  Prototype d’une galaxie très perturbée par les effets d’environnement. À noter : 1- les traînées d’étoiles qui s’étendent  au Nord et au Sud-Ouest du plan galactique (image de gauche, obtenue en bande B) et qui résultent d’une interaction de marée avec son compagnon NGC 4435 et 2- les longs filaments de gaz ionisé en dehors du plan galactique (image centrale) et qui sont dà»s àla pression dynamique du milieu intra-amas. L’image de droite est le champ de vitesse correspondant àla carte d’émission du gaz. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Références Chemin L., et al., 2005 "A Virgo high-resolution Halpha kinematical survey : I-NGC 4438" Astronomy & Astrophysics, 2005, 436, 469 Chemin L., et al., 2005 "A Virgo high-resolution Halpha kinematical survey : II-The Atlas" Monthly Notices of the Royal Astronomy Society, in press, astro-ph/0511417 http://www.astro.umontreal.ca/fantomm/virgo

Contact Laurent Chemin (Université de Montréal et Observatoire de Paris, GEPI) Chantal Balkowski (Observatoire de Paris, GEPI) Véronique Cayatte (Observatoire de Paris, LUTh)

Dernière modification le 22 février 2013

A galaxy cluster is an assembly of a few hundreds to a few thousands of galaxies of all morphological types (irregular, spiral, lenticular and elliptical). The inner regions of a galaxy cluster (or intra-cluster medium, ICM) is filled with a very hot gas at a temperature of several millions of degrees that can be observed by its X-ray emission. When a galaxy crosses a cluster, its morphology, its kinematics and its spectral properties are strongly perturbed by various processes called environmental effects. Two important mechanisms come into play in the evolution of the galaxy : the tidal interactions and ram pressure stripping by the intra-cluster medium. Indeed, a galaxy undergoes several gravitational interactions across the cluster because it is disturbed by the gravity fields from other galaxies in the cluster and from the cluster itself. This kind of interaction acts on a long time-scale (several interactions during several billion years). As a result its morphology is strongly perturbed, leading to the possible creation of stellar tails outside the galaxy plane or the triggering of bursts of star formation from hydrogen gas clouds in the galaxy interstellar medium (ISM).

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Furthermore, the hot gas from the intracluster medium exerts a pressure on a galaxy ISM. This pressure acts like a wind that blows the ISM gas and thus is called ram pressure stripping. The faster the galaxy moves with respect to the ICM and the higher the density of the hot gas is (generally towards the most central parts of the cluster), the stronger the stripping will be and the easier the galaxy will lose its gas. This type of interaction is effective on a time-scale of about a few tens of million years, which is much shorter than for the gravitational interactions. An important consequence of this effect is that the stellar formation becomes less and less effective because the ISM gas tank is gradually emptied. The team of researchers led by Laurent Chemin, Chantal Balkowski and Veronique Cayatte carried out the observations of a sample of thirty galaxies of the Virgo Cluster (the nearest cluster to the Milky Way located at 50 million light-years) with the aim of studying how the morphological, kinematical and dynamical properties of the ionized gas of the galaxies depend on their environment.

Figure 1 : Velocity fields of 30 spiral galaxies of the Virgo cluster. Click on the image to enlarge it

The team of researchers led by Laurent Chemin, Chantal Balkowski and Veronique Cayatte carried out the observations of a sample of thirty galaxies of the Virgo Cluster (the nearest cluster to the Milky Way located at 50 million light-years) with the aim of studying how the morphological, kinematical and dynamical properties of the ionized gas of the galaxies depend on their environment. Figure 1 : Velocity fields of 30 spiral galaxies of the Virgo cluster. Click on the image to enlarge it The observations have been performed at the following telescopes : the 1.93-m of the Observatoire de Haute-Provence, the 1.6-m of the Observatoire du mont Mégantic (Canada), the ESO 3.6-m (Chile) and the CFHT 3.6-m (Hawaii) from 2000 to 2005. A typical exposure lasts two hours. The data were acquired by using the Fabry-Perot interferometry technique with the very sensitive photon-counting camera (FaNTOmM) from the Université de Montréal. With such an instrument it is possible to obtain emission maps of the ionised gas (Halpha line at 656.3 nm) of the ISM and velocity fields of galaxies with very high angular and spectral accuracies (of the order of an arcsecond and one ten of km/s respectively). An Halpha emission-line map allows to study the distribution of star-forming regions in galaxies while a velocity field allows to measure its kinematical properties and its rotation. Figure 1 displays the 30 velocity fields of the observed Virgo cluster galaxies and Figure 2 illustrates two examples of Halpha emission-line maps and velocity fields for the spiral galaxies NGC 4254 (Messier 99) and NGC 4654.

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Figure 2 : Halpha images and velocity fields of two Virgo cluster galaxies. Emission-line maps (left hand panels) and velocity fields (right hand panels) of the ionised gas (Halpha line) for the galaxies NGC 4254 (upper line) and NGC 4654 (bottom line). The Halpha emission is dominated by star forming regions along the spiral arms. The colour gradation of a velocity field shows the rotation of the gas around the center of a galaxy. The blue colour indicates that the rotation is done in the direction of the observer (the gas approaches) while the red colour indicates that the rotation is done in an opposite direction (the gas moves away). Click on the image to enlarge it

The velocity fields allow to study the rotation of galaxies, their mass, the properties of their dark matter halo, their kinematical disturbances (non-circular motion) as a function of their environment (their position in the cluster, the local density of galaxies, the density of the ICM gas...). This will be used to understand how the environmental effects intervene in the dynamical evolution of spiral galaxies in clusters. The observations have noticeably helped to cover the complete kinematics of NGC 4438 for the first time. NGC 4438 is a typical example of a galaxy undergoing effects from the environment (Figure 3) It is located very close to the center of the Virgo Cluster and has the most disturbed morphology among all the galaxies of the cluster. Figure 3 shows large stellar tails outside the galactic disc (left hand image) and filaments of ionised gas that mostly extend to the West of the disc (middle image). The kinematics of NGC 4438 also appears very perturbed (right hand image) compared with a relatively regular velocity field (like the ones shown in Figure 1). There are strong reasons to think that NGC 4438 underwent a tidal interaction with a companion (NGC 4435) and is undergoing the effects of ram pressure stripping by the intra-cluster medium.

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Figure 3 : The galaxy NGC 4438 : the prototype of galaxy which is strongly perturbed by environmental effects. It can be noticed : 1- the stellar tails to the North and South-West of the galactic plane (left hand image, obtained in the B-band) which result from a tidal interaction with the companion NGC 4435 and 2- the extended ionised gas filaments (central image) which are caused by ram pressure stripping from the ICM. The right hand image is the velocity field of NGC 4438. Click on the image to enlarge it

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References Chemin L., et al., 2005 "A Virgo high-resolution Halpha kinematical survey : I-NGC 4438" Astronomy & Astrophysics, 2005, 436, 469 Chemin L., et al., 2005 "A Virgo high-resolution Halpha kinematical survey : II-The Atlas" Monthly Notices of the Royal Astronomy Society, in press, astro-ph/0511417 http://www.astro.umontreal.ca/fantomm/virgo

Contact Laurent Chemin (Université de Montréal et Observatoire de Paris, GEPI) Chantal Balkowski (Observatoire de Paris, GEPI) Véronique Cayatte (Observatoire de Paris, LUTh)

Dernière modification le 4 mars 2013