Relations d'échelle dans les galaxies

En observant les galaxies, on a observé que les différents types de galaxies n'étaient pas très nombreux et que leurs paramètres paraissaient liés entre eux. Tout se passe comme si le mécanisme de la formation des galaxies ne pouvait aboutir qu'à un nombre restreint de types. Cela tombe bien : c'est une bonne méthode pour essayer de connaître les divers mécanismes de formation.

Ainsi, déterminer les relations d'échelle entre les différents paramètres des galaxies permet de connaître le mécanisme de leur formation ; c'est donc un sujet important de cosmologie.

Généralement en astronomie, comme dans toutes les sciences, on cherche en premier lieu a caractériser les objets que l'on étudie par des paramètres mesurables. Ceci permet déja de classer les objets en diverses catégories. Puis, l'étude des relations entre ces paramètres révèle les lois physiques dont elles sont le reflet. 

Le premier paramètre qui apparut dès le début de l'étude des galaxies fut leur morphologie : il existe des galaxies spirales et des galaxies elliptiques. La classification de Hubble présente ces distinctions. 

Ensuite les galaxies furent caractérisées par leur taille et leur luminosité (ou bien, ce qui revient au même, par leur luminosité et leur brillance, c'est à dire la luminosité par unité de surface) 

La rotation apparente, la dispersion des vitesses des étoiles le long de la ligne de visée, la couleur, le contenu et la cinématique du gaz... sont d'autres paramètres qui, a priori, doivent intervenir dans les lois d'échelle. 

L' ensemble des théories (par exemple le théorème du Viriel) et l'ensemble des observations sont reliés par: 

            Observations = R x [Théories] 

Il est convenu d'appeler "relations d'échelles'', cet opérateur R. 

Les analyses fines de ces relations permettent d'aborder de nombreux problèmes de l'astrophysique des galaxies. Cette physique est à la fois du domaine de la cosmologie et du domaine de la physique des galaxies , du domaine de la théorie et du domaine de l'observation. 
Les lois d'échelle sont les relations qui lient les quantites observées (par exemple la luminosité totale, le rayon, la couleur...) aux grandeurs physiques qui caractérisent les galaxies (masse, énergies potentielle et cinétique, rapport Masse/Luminosité...). Parallèlement aux lois d'échelles, des relations physiques contraignent les caractéristiques des galaxies. La plus importante est le théorème du Viriel qui décrit l'équilibre entre les énergies gravitationnelle et cinétique. 

En ce qui concerne les galaxies elliptiques et lenticulaires, il a été démontré il y a une dizaine d'années que la principale relation entre les paramètres observables liait trois d'entre eux et circonscrivait le lieu des galaxies a un plan dans l'espace à trois dimensions ainsi défini. 

L'étude de la physique des galaxies procède par la recherche de manifestations observables de lois physiques que l'on peut croire applicables. Ces manifestations peuvent en particulier être des relations entre les paramètres mesurés. L'hypothèse fondamentale la plus raisonnable est de supposer que les galaxies sont en équilibre gravitationnel. Ceci implique une relation entre l'énergie gravitationnelle et l'énergie cinétique : le théorème du Viriel.

L'homologie observée de la structure des galaxies elliptiques (loi de de Vaucouleurs) conduit à proposer (M/L)L/r comme paramètre d'échelle de l'énergie potentielle (par unité de luminosité). D'autre part, à defaut de mieux, on peut dans un premier temps supposer que la dispersion des vitesses donne l'échelle de l'énergie cinétique par unité de masse. Finalement, l'application du théorème du Viriel avec ces deux facteurs d'échelle permet de mesurer le rapport M/L, au sujet duquel aucune hypothèse a priori ne pouvait raisonnablement etre faite. 

La détermination de M/L suppose la mesure de : 

•     la luminosité, ou magnitude absolue (ou symptotique), ce qui requiert la connaissance de la magnitude apparente et de la  distance. 
•     le diamètre (ou la brillance caractéristique) ; on utilise le rayon effectif et la brillance effective) 
•     la dispersion des vitesses (integrée le long de la ligne de visée qui traverse le centre de la galaxie) 

Lorsque ces quantités devinrent disponibles pour un échantillon suffisamment abondant de galaxies elliptiques, il fut possible de chercher si et comment M/L dépendait d'autres paramètres. En l'occurrence, les travaux successifs jusqu'en 1985 proposèrent M/L proportionnel a L^beta, avec beta compris entre 0 et 1. 

Une étude homogène sur un échantillon de 450 galaxies a révélé que les galaxies se distribuaient dans un plan dans l'espace Magnitude absolue - Dispersion des vitesses - Rayon effectif. L'orientation de ce plan impliquait: M/L proportionnel a L^0,2. Ce plan est le "Plan Fondamental" et cette dernière relation est la relation d'échelle de la masse. 

Ce plan mérite son qualificatif de fondamental car son existence est l'écho de: 

    1- le théorème du viriel, qui est la relation d'équilibre fondamentale 
    2- l'existence de lois d'échelle simples : 
    3- la dispersion centrale des vitesses est une bonne mesure de l'énergie cinétique 
       Le rapport Masse/Luminosité est presque constant pour toutes les galaxies (M/L proportionnel à L^0,2 )
       La luminosité et le rayon donnent une mesure de la masse et de l'énergie gravitationnelle. 

Cependant lorsque l'on cherche a généraliser ces relations, en particulier pour les galaxies spirales, on réalise qu'il est nécessaire de les affiner. Trois aspects sont prédominants: 

    1- la contribution de la rotation a l'énergie cinétique totale 
    2- les caractéristiques individuelles de la population stellaire 
    3- la non-homologie de la structure spatiale. 

Pourquoi utiliser cet instrument ?
 

L'instrumentation de l'OHP est tres adaptée a certains programmes qui ne pourraient plus être continués ailleurs. 

Le CARELEC, par exemple, reste un excellent spectrographe pour les études de la dynamique des galaxies. En effet, la résolution offerte est difficile à trouver ailleurs (notons que la dynamique des galaxies a evolué vers la nécessité de plus grandes résolutions : galaxies naines, analyses non gaussiennes de la distribution des vitesses radiales observées -LOSVD-...), et il est très difficile d'accéder aux plus grands télescopes avec ces programmes. Au total, si l'on ajoute les nouvelles galaxies à celles que nous n'avons pas encore observées, nous souhaitons mesurer 120 nouvelles galaxies.
Ceci double l'échantillon des galaxies ayant une cinématique résolue profonde, et en particulier multiplie par dix le nombre de low LLE (low luminosity early-type). 

Une différence notable par rapport a l'ancien échantillon déja observé est à relever : les nouvelles cibles sont surtout des galaxies intrinsèquement faibles (mais de magnitude apparente réaliste pour le CARELEC, jusqu'a 14.5) et donc ayant une faible dispersion des vitesses. 
Ceci rend nécessaire l'usage du réseau 33Å/mm du Carelec, mais ne change pas le temps de pose car l'intervalle spectral sera également doublé grâce au CCD 1K (c'est surtout le nombre de photons qui compte, les galaxies observées ont encore une métallicité suffisante).

Même si la spectrographie à fente longue n'est plus guère utilisée, il reste indéniable que l'essentiel de l'information sur la cinématique et la population stellaire des galaxies est contenue dans un spectre obtenu le long du grand axe de la galaxie observée. En tout cas, pour l'approche ststistique de ce programme, le CARELEC est parfaitement adapté.
Le spectrographe est stable, le CCD est très bon. Le réseau à 1200 traits/mm donne la résolution nécessaire pour l'observation des LLE (low luminosity early-type), et très utile pour le développement de nouvelles méthodes de spectrophotométrie à très haute résolution. Le réseau à 600 traits/mm conserve une résolution suffisante pour obtenir des profils cinématiques dans des galaxies pas trop petites et apporte une étendue spectrale utile aux études de populations.