Extension du mod`ele

Sous-groupe d’Androm`ede

Nous pouvons d´evelopper le mˆeme raisonnement pour le sous-groupe li´e `a An- drom`ede. La quantification en distance est donn´ee par la relation dn= 10.96 n2 kpc,

118 6.4.3 Extension du mod`ele 50 100 150 200 250 300 -150 -100 -50 0 50 100 150 200 Distances galactocentriques (kpc) Vitesses galactocentriques (km/s)

Fig._{6.18 – Repr´esentation du mod`ele de quantification des galaxies satellites du sous-} groupe de la Galaxie dans l’espace des phases. Les r´egions noircies sont les zones de forte probabilit´e de structuration.

restreinte par la valeur wM 31 = 288 km/s. Nous nous attendons donc `a une quan-

tification des vitesses radiales vers M31 en une loi similaire `a celle de notre galaxie. Cette relation est v´erifiable dans notre sous-groupe, car nous mesurons les vitesses radiales galactocentriques. Pour M31, nous n’avons aucun moyen de connaˆıtre les vi- tesses radiales centr´ees sur M31. Nous n’avons que la projection sur la ligne de vis´ee. D`es lors, le mod`ele ´etabli ne peut ˆetre v´erifi´e sans faire une ´etude sur les galaxies proches de M31 (en terme de ligne de vis´ee) qui pourraient montrer de v´eritables vitesses radiales (mais leur nombre est bien faible).

Les galaxies ´eloign´ees

Un des r´esultats important du mod`ele en position est la quantification des dis- tances des galaxies ´eloign´ees (sous-groupe des galaxies ´eloign´ees et du sous-groupe de NGC3109). Pour rappel, le mod`ele k´epl´erien (propos´e dans le cadre de la Re- lativit´e d’´echelle) induit l’existence de pics de la densit´e de probabilit´e dans une distribution de positions parfaitement continue. Certaines valeurs sont simplement plus probables que d’autres. Nous avons montr´e que cette structuration particuli`ere ´etait valable pour les deux syst`emes de masse ind´ependamment (les galaxies ´eloign´ees v´erifient les deux lois de quantification des positions par rapport `a la Galaxie et `a M31). Les vitesses radiales observ´ees pour ces galaxies pourraient donc r´ev´eler le mod`ele k´epl´erien sur des ´echelles plus grandes. Ne connaissant pas les vitesses r´eelles des galaxies, nous ne pouvons tester la contribution de la structuration des vitesses due `a M31. Donc nous allons privil´egier l’´etude au syst`eme galactocentrique. Nous tra¸cons donc la relation v ≈ ±p2.16/d 432 (Eq. 6.18), pour des distances englobant les galaxies ´eloign´ees, et nous reportons les vitesses de toutes les galaxies en fonction de leurs distances. Les galaxies du sous-groupe d’Androm`ede ne sont pas contraintes

par le potentiel k´epl´erien de notre Galaxie, et comme nous l’avons d´ej`a signal´e, les vitesses observ´ees de ces galaxies ne poss`edent pas l’information pour ´eprouver le mod`ele. Alors, pour ne pas encombrer la figure (6.19), nous ne disposons pas les ga- laxies proches d’Androm`ede. La droite suppl´ementaire repr´esente la vitesse donn´ee

500 1000 1500 2000 2500 3000 -300 -200 -100 100 200 300 GR8 NGC 3109 WLM kpc km/s LeoI

Fig. _{6.19 – Disposition des vitesses des galaxies de notre sous-groupe en fonction de} leurs distances.

par la loi d’´eloignement des galaxies de Hubble (V = H0d) avec H0 ≈ 70 km/s la

constante de Hubble. Cette figure est tr`es riche en enseignement :

1. Une des premi`eres particularit´e est la diff´erence de vitesse entre la majorit´e des galaxies et le sous-groupe de NGC3109 et LeoI. De plus, ces galaxies parti- culi`eres se regroupent pour des vitesses communes autour de 180 km/s. A moins d’une ´enorme erreur de position de LeoI, cette galaxie n’a rien en commun avec le sous-groupe NGC3109. N´eanmoins, il semble ´evident que ce comporte- ment refl`ete une dynamique particuli`ere diff´erente du comportement global du Groupe Local. Il est possible que ces galaxies soient ´eject´ees du groupe double ce qui expliquerait les grandes vitesses d’´eloignement.

2. Par cette nouvelle figure, nous apercevons plus clairement la distribution sin- guli`ere des vitesses. Ainsi, entre 500 et 1000 kpc, toutes les vitesses sont n´egatives (tout le sous-groupe d’Androm`ede pr´esente des vitesses n´egatives de mˆeme). Au-del`a de 1 Mpc, toutes les vitesses sont positives et se rapprochent de la droite de Hubble. Les galaxies limites de notre Groupe Local semblent ˆetre en- traˆın´ees dans l’expansion de l’univers. Cette constatation est logique car c’est la d´efinition mˆeme de limite du Groupe Local : le Groupe Local fini l`a o`u son action gravitationnelle de structuration s’efface devant le potentiel local d’inter- action avec les groupes proches. Mˆeme si ces derni`eres galaxies sont `a la limite de son influence, elles font parties int´egrante du Groupe Local. Nous pouvons noter que le flot de Hubble est bien visible dans la r´egion p´eriph´erique du GL

120 6.4.3 Extension du mod`ele (Sandage, 1986; Ekholm et al., 2001; Karachentsev et al., 2002)

3. La solution k´epl´erienne double (courbe positive, courbe n´egative) de quantifi- cation des vitesses par rapport `a la distance doit, `a grande ´echelle, se fondre avec la loi de Hubble. Nous n’avons pas assez de donn´ees pour contraindre cette ´evolution, n´eanmoins, les galaxies situ´ees entre 600 et 1000 kpc s’accordent avec la pr´ediction de vitesses k´epl´eriennes n´egatives. On peut estimer que les deux courbes vont ´evoluer vers la droite d’expansion de mani`ere similaire, ce qui nous conduit `a prolonger les deux droites de la mani`ere purement formelle (Fig. 6.19) Ainsi, nous pouvons constater le freinage k´epl´erien du Groupe Local (identifi´e pour la premi`ere fois par de Vaucouleurs). Ce terme est employ´e pour sp´ecifier l’´ecart `a la loi de Hubble et donc la facult´e de s’opposer `a l’expansion. Sandage (1986) ´etudia cet effet pour le Groupe Local afin de mesurer sa masse. Dans ses mod`eles toutes les vitesses ne peuvent ˆetre que n´egatives dans les r´egions proches du centre de masse (attraction la plus forte). Le mod`ele ´etabli en Re- lativit´e d’´echelle permet de comprendre les vitesses positives les plus proches du centre de masse (quantification sym´etrique des vitesses radiales positives et n´egatives) et donc de mieux appr´ehender le ph´enom`ene de freinage k´epl´erien : cet effet sera li´e `a la transition des potentiels (de k´epl´erien `a cosmologique) et donc `a la valeur de la masse totale du GL et la valeur de structuration totale wGL du Groupe Local.

4. Il est int´eressant de pr´eciser la valeur pour laquelle la vitesse radiale devient nulle : si on se base sur la courbe de vitesse n´egative, elle coupe l’axe de sym´etrie pour une valeur proche de 1 Mpc. Cette mesure donne ce que l’on appelle la surface de vitesse nulle (zero velocity surface) et elle s’accorde avec les mesures pr´esent´ees par van den Bergh (2000).

5. En prenant une masse totale du GL, MGL≈ 2×1011M⊙, nous pouvons estimer

l’´etat d’´echelle du Groupe Local par l’´evaluation de sa distance caract´eristique, d1 = 3 2 GMGL w2 GL .

En effet, cette distance peut ˆetre rapproch´ee de la surface de vitesse nulle (qui symbolise une transition entre l’int´erieur et l’ext´erieur de GL). Ainsi, nous pouvons en tirer wobs = s 3 2 GMGL 1Mpc ≈ 35.9 km/s.

Nous constatons que cette valeur est tr`es proche de la constante fondamentale w=36 km/s. Nous pouvons de mˆeme pr´eciser que l’´etat d’´echelle du GL pris dans son ensemble s’accorde avec un param`etre d’´echelle

Dobs =

G MGL

2 wobs = 3.69 × 10

26_m2_/s.

Cette valeur est `a comparer au param`etre d’´echelle ´evalu´e dans le mod`ele de formation initial (o`_{u D}obs ≈ 3.58×1026m2/s, Sec. 6.2.1, Eq. 6.5). Nous pouvons

constater que ces valeurs sont concordantes. Ainsi, le GL montre une coh´erence entre sa structure initiale (dont la formation serait issue d’une n´ebuleuse pri- mitive de densit´e constante) et son ´evolution via un potentiel k´epl´erien.

Pour finir, nous pouvons effectuer un dernier calcul en consid´erant les valeurs suivantes pour le Groupe Local de galaxies :

La masse globale du GL,

MGL = 2 × 1011M⊙,

et sa constante de structure gravitationnelle, wGL = 35.9 km/s.

Ainsi, nous en d´eduisons le param`etre d’´echelle du GL. DGL = 3.69 × 1026m2/s.

Puis nous prenons,

ωGL=

r

4

3πGρGL = 4.91 × 10

−18_,

avec ρGL= 8.64 ×10−26kg.m−3. Ainsi, nous pouvons recalculer l’inter-distance

et l’inter-vitesse entre les deux sous-groupes, ∆d = 2 s 2DGL ωGL = 795 kpc, (6.19) et ∆v = 2 p 2ωGLDGL = 120 km/s. (6.20)

Ce r´esultat repose sur les donn´ees de distance et de vitesse dans le GL, donc il ne s’agit pas d’un r´esultat “th´eorique”. Toutefois, ce dernier calcul permet de v´erifier que le groupe double pr´esente une dynamique globale qui reste li´ee `

a sa formation initiale. Mais surtout, que l’hypoth`ese de mati`ere noire n’est pas n´ecessaire pour appr´ehender les structures dynamiques du Groupe Local de galaxies.

122 6.4.3 Extension du mod`ele

6.5

Conclusion

Nous avons montr´e que la dynamique du Groupe Local de galaxies repose sur un m´elange d’une dynamique globale h´erit´ee de la formation initiale et de l’´evolution de celle-ci sous l’action des potentiels k´epl´eriens locaux.

La dynamique globale repose sur l’hypoth`ese que le groupe double s’est form´e `

a partir d’une n´ebuleuse primitive de densit´e constante. Les donn´ees actuelles nous permettent d’approcher l’´epoque de formation qui serait donn´ee pour z=4.92 soit un ˆ

age de 12.8 milliards d’ann´ees. Ce calcul se base sur la contribution d’une mati`ere exclusivement baryonique (Ωb = 0.044 ± 0.004). En consid´erant de mˆeme une masse

globale, MGL, constitu´ee en majorit´e de mati`ere visible, nous pouvons retrouver la

dynamique relative entre les deux galaxies dominantes. D`es lors, aucune hypoth`ese de mati`ere cach´ee n’est n´ecessaire pour contraindre l’inter-distance et l’inter-vitesse entre la Galaxie et M31. Ainsi, dans le mod`ele ´etabli ici, la distance et la vitesse diff´erentielle entre la Galaxie et M31 sont totalement justifi´ees.

A partir de cette structure de base, l’´evolution interne des deux-sous groupes, en- tourant la Galaxie et M31, va ˆetre r´egie par un potentiel k´epl´erien. Le mod`ele permis par la Relativit´e d’´echelle induit l’existence de distributions particuli`eres des positions des galaxies satellites. Cette distribution va montrer une pr´ef´erence de structuration donn´ee par l’existence de pics de probabilit´e dont les maximums seront donn´ees par une loi du type dn= K n2.

Nous avons tester et v´erifier l’existence de lois en dn = 2.09 n2 kpc pour le do-

maine galactique et dn = 10.8 n2 kpc pour le domaine de M31. Ces mˆemes lois ont

´et´e confirm´ees en prenant l’ensemble des galaxies satellites du GL et nous avons pu estimer des lois globales pour le GL en dn = 2.16 n2 kpc selon le rep`ere galacto-

centrique et dn = 10.96 n2 kpc selon le rep`ere li´e `a M31. Un simple test statistique

sur l’ensemble des distances quantifiables nous `a permis d’´etablir la probabilit´e de cr´eer de telles structures dans le mod`ele standard. Cette probabilit´e est P = 4×10−6. Encore une fois, en ne prenant que la contribution de la mati`ere connue (donc visible), nous avons pu montrer que la dynamique k´epl´erienne (induite dans le cadre de la Relativit´e d’´echelle) - des galaxies satellites li´ees `a notre Galaxie - s’accordait aux observations de distances et de vitesses radiales.

Nous pouvons alors conclure que l’utilisation des outils permis par la Relati- vit´e d’´echelle nous permet de mieux appr´ehender une dynamique complexe comme celle pr´esente au sein du Groupe Local de galaxies. L’hypoth`ese de mati`ere cach´ee suppl´ementaire n’est pas n´ecessaire pour expliquer les diff´erentes structures dyna- mique du GL.

Structure dynamique des paires

de galaxies isol´ees dans l’univers

proche

Dans ce nouveau chapitre, nous allons g´en´eraliser le travail effectu´e sur le Groupe Local de galaxies grˆace `a l’´etude des paires de galaxies dans l’univers proche. Pour mener `a bien cette ´etude, 18 catalogues de paires de galaxies ont ´et´e s´electionn´es sur un ensemble de catalogues publi´es depuis 1970. Chaque catalogue source a ´et´e syst´ematiquement mis `a jour par les donn´ees les plus r´ecentes. Au total, 5564 ga- laxies sont repr´esent´ees dans ces 18 catalogues sources. En utilisant la nomenclature adopt´ee pour la base de donn´ee LEDA, `a savoir, la convention PGC (Principal Ga- laxies Catalogue), les catalogues s´electionn´es sont compar´es entre eux afin d’extraire toutes les contradictions et de garder les paires originales. L’ensemble de l’information initiale des 18 catalogues sources est pr´esent´e dans l’annexe B. Le travail de s´election impose la construction d’un nouveau catalogue pr´esentant toute l’information ori- ginale des catalogues sources. Ce “nouveau” catalogue regroupe 3844 galaxies, soit 1922 paires. Pour cet ensemble, les donn´ees de positions, de morphologies, de magni- tudes et de vitesses radiales sont collect´ees dans les deux bases de donn´ees : LEDA et NED. Ce catalogue est pr´esent´e dans l’annexe C. L’ensemble des donn´ees est alors analys´e et discut´e dans la section (7.5). Les mod`eles con¸cus dans le cadre de la Relati- vit´e d’´echelle et utilis´es pour contraindre la dynamique particuli`ere du Groupe Local de galaxies sont `a nouveau exploit´es dans cette ´etude. Nous privil´egions le mod`ele k´epl´erien qui pr´evoit l’existence de vitesses pr´ef´erentielles dans la cin´ematique des paires de galaxies. Nous montrons alors que ces vitesses particuli`eres sont retrouv´ees dans la distribution des vitesses diff´erentielles projet´ees (Sec. 7.5.3).

7.1

Introduction

Depuis la d´ecouverte de l’existence des galaxies au d´ebut du XXe si`ecle, la cos- mologie a pris un nouvel ´elan. L’univers, consid´er´e jusqu’alors comme une ´etendue infinie et homog`ene d’´etoiles a dˆu ˆetre red´efini par sa distribution spatiale en ga- laxies. L’hypoth`ese d’un univers homog`ene en galaxies devait alors prendre le pas sur l’hypoth`ese d’un univers homog`ene en ´etoiles. Rapidement, les observations ont per- mis de constater l’existence de syst`emes de galaxies doubles dans un univers proche,

124

CHAPITRE 7. STRUCTURE DYNAMIQUE DES PAIRES DE GALAXIES

ISOL´EES DANS L’UNIVERS PROCHE

Fig. _{7.1 – Repr´esentation de la bulle d’univers local d’un rayon approchant les 300} Mpc. Un point repr´esente un groupe ou un amas de galaxies.

manifestement h´et´erog`ene. Ceci ne remettait pas forc´ement en cause l’homog´en´eit´e de l’univers `a d’autres ´echelles. En effet, il faut rapprocher cette constatation avec l’observation des ´etoiles proches pr´esentant de mˆeme des structures doubles et un ´ecart local `a l’homog´en´eit´e. Aujourd’hui, l’observation d’un univers homog`ene n’a de sens que pour des ´echelles sup´erieures `a 100 Mpc. En dessous de cette ´echelle, l’univers h´et´erog`ene est sous-structur´e en syst`emes hi´erarchiques ; des galaxies dans des groupes ou des amas, eux-mˆemes dans des superamas, etc.

Nous nous int´eresserons ici `a une bulle d’univers local, dont le rayon n’exc`ede pas 300 Mpc, repr´esent´ee par la figure (7.1)1. Le caract`ere h´et´erog`ene de l’univers apparaˆıt clairement pour une ´echelle inf´erieure `a 100 Mpc (326 millions d’ann´ees lumi`ere). De mˆeme, la distribution des grandes structures laisse entrevoir un d´ebut d’homog´en´eit´e vers les ´echelles plus grandes. Ces grandes structures sont des superamas de groupes de galaxies. En effet, chaque point de la figure symbolise un groupe (ou un amas) de galaxies. Les ordres de grandeurs sont imposants : pour cette bulle d’univers de 300 Mpc, on peut compter 100 superamas contenant 240 000 groupes ou amas de galaxies. L’ordre de grandeur pour le nombre de galaxies est de 3 millions pour les plus massives et 30 millions pour les galaxies naines. Comme nous l’avons d´ej`a vu, notre galaxie est avec M31 le noyau double dominant le Groupe Local de galaxies. 1<sub>Cette image et les ordres de grandeurs associ´es sont tir´es de l’excellent et tr`es didactique site</sub>

Celui-ci fait partie du superamas de la Vierge (ou superamas local, au centre de la figure (7.1)) de rayon caract´eristique proche de 30 Mpc. L’amas dominant est l’amas de la Vierge situ´e `a 16 Mpc (52 Mal) du Groupe Local de galaxies.

Dans cet ensemble de structures hi´erarchiques imbriqu´ees, il faut ajouter une autre composante ; la pr´esence de galaxies isol´ees. Elles repr´esentent la majorit´e des galaxies observ´ees et poss`edent une grande proportion de galaxies doubles. Histori- quement, l’int´erˆet d’´etudier les galaxies doubles isol´ees s’impose rapidement comme une suite logique aux travaux sur la dynamique des ´etoiles doubles. La dynamique de ces syst`emes apporte une information essentielle ; la masse totale au-del`a des rayons visibles. Coupl´e aux informations sur la luminosit´e, on peut alors trouver le rapport masse/luminosit´e des objets et ainsi obtenir un outil puissant pour contraindre les masses par les seules donn´ees photom´etriques.

Les p´eriodes de r´evolution des ´etoiles doubles sont tr`es courtes (de quelques heures `

a quelques jours). Ainsi le travail pour contraindre la dynamique des paires de ga- laxies ne pourra pas ˆetre identique (les p´eriodes th´eoriques sont de l’ordre du mil- liard d’ann´ees), il faut donc une approche statistique sur un ensemble homog`ene de syst`emes doubles. Il faut noter l’importance de cette information dynamique : la masse totale d’un syst`eme de galaxies doubles doit forc´ement inclure la contribution des halos ´etendus de chacune des galaxies et donc la contribution des halos massifs, s’ils sont bien pr´esents. Dans ce dernier cas, le rapport masse dynamique / luminosit´e int´egr´ee, r´eduit par de telles m´ethodes statistiques, doit montrer un ´ecart important au rapport masse “visible” / luminosit´e totale.

7.1.1 D´eveloppement historique

Les premiers travaux ont ´et´e conduits par Lundmark en 1927. Il a effectu´e la premi`ere recherche syst´ematique des paires de galaxies observables `a l’´epoque. Il faut attendre dix ans pour que Holmberg (1937) publie le premier catalogue in- cluant des paires de galaxies. D`es lors, le domaine est balis´e et l’´evolution de nos connaissances sur ce sujet est principalement d´ependant de trois aspects qui ont progress´e s´epar´ement : i) L’´elaboration de crit`eres de s´elections les plus pr´ecis afin d’extraire les paires de galaxies des catalogues de galaxies existants, ou de cr´eer de nouveaux catalogues de paires. Cet aspect d´epend en premier lieu des mod`eles th´eoriques contraignant les paires de galaxies. ii) La mesure de donn´ees de plus en plus pr´ecises, d´ependant de l’´evolution des outils d’observation. iii) Le traitement statistique pour extraire l’information dynamique disponible sur les ´echantillons di- versement biais´es.

Bien entendu, l’´evolution des crit`eres de s´election et la qualit´e/quantit´e des donn´ees mesur´ees sont aussi li´es. Mais, il faut constater que, dans de nombreux cas, les s´elections de paires sont ant´erieures aux donn´ees utilis´ees pour le traitement statis- tique. Par exemple, Page (1952) a publi´e les mesures des vitesses radiales du catalogue de Holmbergh, alors qu’on peut consid´erer que la donn´ee des diff´erences de vitesses radiales est un information primordiale pour s´electionner un syst`eme double. Page, durant les deux d´ecennies suivantes, a d´evelopp´e de nombreuses m´ethodes statistiques pour contraindre les masses dynamiques pour ces paires de galaxies. Ces quelques pionniers ont d´efini les bases des futurs travaux sur les paires de galaxies. La seconde ´etape historique est franchie au d´ebut des ann´ees 1960. Entre 1961 et 1968, deux ca-

126 7.1.1 D´eveloppement historique talogues majeurs de galaxies sont ´elabor´es par des ´equipes am´ericaines et russes. Le “Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies” (CGCG) a ´et´e publi´e par Zwicky et al. (1968) (`a partir du Palomar Observatory Survey) et de l’autre cˆot´e le “Mor-