Cinématique perturbée des galaxies spirales de l’amas de la Vierge
1er janvier 2006
Une équipe internationale, constituée d’astronomes de Paris, Montréal et Marseille, a observé le gaz ionisé de 30 galaxies spirales de l’amas de la Vierge à l’aide d’un interféromètre de Fabry-Perot et d’une caméra à comptage de photons (FaNTOmM) installés sur 4 télescopes différents : Observatoire de Haute-Provence, du mont Mégantic, ESO (Observatoire Européen Austral) et CFH (Canada-France-Hawaii). En pénetrant dans les régions centrales d’un amas, les galaxies subissent plusieurs effets d’environnement tels que des interactions gravitationnelles avec d’autres galaxies ou un balayage de leur milieu interstellaire par le gaz chaud présent dans le milieu intra-amas. Ces observations montrent clairement les perturbations morphologiques et cinématiques subies par leur gaz ionisé.
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.
 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.
Figure 2 : Images Halpha et champs de vitesse des galaxies de l’amas de la Vierge. Cartes d’émission (à gauche) et champs de vitesse (à droite) 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.
Figure 3 : La galaxie NGC 4438 :  Prototype d’une galaxie très perturbée par les effets d’environnement. ànoter : 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 à la pression dynamique du milieu intra-amas. L’image de droite est le champ de vitesse correspondant à la 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