Depuis que l’astronomie moderne dispose de satellites pour observer les rayons X, on a découvert que le gaz contenu dans les galaxies ou dans les amas de galaxies est parfois émet-teur X. Ce gaz chaud et ionisé émet un rayonnement thermique dû au freinage des électrons par les ions du milieu. Les températures, évaluées grâce aux raies d’éléments lourds comme le FeXIVatteignent 108 K au centre des amas de galaxies, et avoisinent 107 K dans les galaxies elliptiques isolées. La géométrie de ce gaz varie d’une galaxie à l’autre. Pour certaines (majo-ritairement elliptiques), il est distribué sur de grandes échelles (plusieurs centaines de kpc) de façon régulière, constituant ainsi un « halo X ». Dans d’autres, la formation d’étoiles intense (dans les régions HII) s’accompagne de chauffage du gaz qui devient alors émetteur X. Depuis que des télescopes X ont atteint des résolutions spatiales suffisantes pour résoudre la plupart des sources ponctuelles, on estime que près de 50% de la luminosité X des galaxies elliptiques peut être due à du gaz chaud, et il est probable (David et al., 1991) que cette fraction augmente avec la masse de la galaxie. Cette proportion est certainement inférieure à 10− 20% dans les
galaxies spirales.
2.6.1 Galaxies sphéroïdales
2.6.1.1 Propriété du gaz
Dans les galaxies elliptiques, tout comme dans les amas de galaxies, la distribution du gaz est généralement supposée à symétrie sphérique par souci de simplification. De plus, on fait l’hypothèse que le gaz est en équilibre hydrostatique, ce qui se justifie par le fait que le temps de propagation d’une onde acoustique est généralement très inférieur au temps de refroidissement du gaz.
Le plasma a une densité électronique faible au centre (de l’ordre de 0.1 cm−3) qui décroît avec le rayon. Sa métallicité est souvent estimée, par ajustement du continu avec des modèles d’émission thermique, à des valeurs très inférieures à la métallicité solaire. Le fer, en par-ticulier, est souvent un élément sous-abondant Brighenti & Mathews (e.g. 1998). Pour cette composante de gaz chaud, nous adopterons la métallicité Z¯/5, et nous verrons (§ 4.2.3.2) que cette hypothèse est importante pour prédire correctement la luminosité moyenne des galaxies elliptiques.
2.6.1.2 Profils de densité et de température
Plusieurs travaux ont tenté d’expliquer les observations X de galaxies elliptiques. Ils font intervenir des modèles de profils de densité et de température. Brighenti & Mathews (1997)
2.6. EMISSION PAR LE GAZ CHAUD 43
ont réalisé une étude détaillée de trois galaxies elliptiques de l’amas de la Vierge (NGC 4472, NGC 4649, et NGC 4636). Ils ont déduit des profils projetés, des ajustements des profils ana-lytiques de densité, de température et de masse. Il ressort de cette étude, qui concerne exclu-sivement des galaxies massives, que la température du plasma est presque indépendante de la distance au centre. Elle est de l’ordre de T= 0.6 − 1.5 × 107K. La densité est proche de 0.1 cm−3 au centre, et de 10−4 cm−3 à 20 kpc du centre. De même, les mesures de tempé-ratures dans les galaxies sphéroïdales s’étalent généralement entre 0.2 et 1.3 keV (O’Sullivan
et al., 2001a, 2003). Beuing et al. (1999) résument bien les difficultés (portant sur l’ajustement des spectres X par des modèles) rencontrées pour estimer la température moyenne des halos X. Par ailleurs, les travaux plus théoriques utilisant des simulations (David et al., 1991) ont permis de mieux comprendre le rôle joué par les explosions de supernovae dans le chauffage du gaz dans les galaxies elliptiques.
Pour déterminer la robustesse de leurs ajustements, Brighenti & Mathews (1997) ont consi-déré un modèle simple de galaxie. A l’état initial, la galaxie est dépourvue de gaz, et tout au long de l’évolution, qui est conduite par l’apport de gaz de la part des supernovae et des vents stellaires, l’hypothèse de l’équilibre hydrostatique est adoptée. Il apparaît que les influences du taux d’explosion de supernovae, du taux de perte de masse par les étoiles et d’un coefficient de refroidissement non uniforme sur les ajustements des profils de densité et de température sont faibles.
A titre d’exemple, leur modèle pour NGC 4472 donne les masses suivantes à 100 kpc du centre : Mstellaire = 0.7 × 1012M¯ Mgaz chaud = 0.04 × 1012M¯ Mgaz froid = 0.03 × 1012M¯ (2.29)
Le modèle que nous adoptons pour la distribution du gaz chaud dans les galaxies elliptiques est le suivant. Nous supposons que la totalité du gaz contenu dans le réservoir a une température uniforme de 0.73 keV (ou encore 0.85 × 107 K) d’après les ajustements de Matsumoto et al. (1997), et que sa métallicité est Z¯/5. Le spectre d’émission de ce gaz optiquement mince,
calculé avec le modèle de Raymond & Smith (1977), est présenté sur la figure 2.11. La luminosité X de ce gaz chaud dans la bande 0.2 − 4 keV est
LX(0.2 − 4 keV) =α× 10−14× IE(R) (erg.s−1.cm−2) (2.30)
où IE(R) est l’intégrale d’émission qui s’écrit
IE(R) = Z V nenHdV = 4πZ R 0 n2(r)r2dr (2.31)
A métallicité Z¯/5, on trouveα= 1.04 × 10−9. A métallicité solaire, on auraitα= 3.25 × 10−9.
FIG. 2.11 – Spectre d’émission du gaz chaud à 0.83 × 107 K et à métallicité
0.2 × Z¯(la normalisation est arbitraire).
Nous supposons que la distribution du gaz dans le halo de la galaxie suit un profil de densité électronique décrit par le profil de King modifié (encore appeléβ-modèle) :
n(r) = nc " 1+µ r rc ¶2#−3β/2 (2.32)
avecβ= 0.5 et où rc est le rayon de cœur, ici égal à un dixième du rayon optique. Les valeurs
de nc déduites d’ajustements d’observations sont proches de 0.1, et nous adoptons la valeur
nc= 0.07 dans la suite.
Le profil de masse (la masse contenue à l’intérieur d’une sphère en fonction de son rayon) est déduit du profil de densité par la relation
M(R) = Z R 0 ρ(r) × 4πr2dr = 4π× 1.4mp Z R 0 n(r) r2dr (2.33) (2.34)
oùρ(r) est la densité massique et mpest la masse d’un proton. Le facteur 1.4 vient de la fraction
non nulle d’hélium présente dans le gaz (voir aussi § 2.4.5).
Ces différents profils, ainsi que la luminosité X dans la bande EINSTEIN en fonction du rayon sont représentés sur la figure 2.12. On remarque un plateau à grand rayon pour la lumi-nosité du gaz. Il est dû aux effets compensés de l’augmentation de volume de gaz chaud, et de