Résumé: Ce travail présente les premiers résultats d'une étude de 2 ans de la structure lumineuse des bras de certaines galaxies spirales. Des asymétries y sont signalées et interprétées: rien ne nous laisse croire avoir solutionné les asymétries observées, mais il nous semble intéressant de publier nos opinions et nos observations! - Les galaxies - But du projet - L'onde de densité - Application aux galaxies étudiées - Observations - Graphiques d'une photométrie de surface des bras de ces galaxies - Manipulation des images - Hypothèse retenue pour expliquer partiellement le phénomène dans M101 / et Conclusion - Références Les galaxies Les galaxies sont distribuées en trois grands types, soit les galaxies de type irrégulier qui sont les moins abondantes, pas plus de 5% de toutes les galaxies observables. Puis suivent les elliptiques qui elles occupent 20% de l'ensemble et les spirales qui sont majoritaires à 70% de toutes les galaxies observées. A quoi peut ressembler une galaxie de type Sc? Elles sont formées d'un bulbe où se situe le noyau très brillant entouré d'un disque plat dans lequel on trouve les bras spiraux; un gigantesque halo entoure le tout de matières peu lumineuses. Dans les bras spiraux, on trouve des étoiles de Population I. Ce sont des étoiles jeunes; certaines émettent beaucoup de lumière bleue et sont très massives. Ces étoiles géantes bleues sont si lumineuses que leur lumière domine dans les bras spiraux, pense-t-on! En plus on y trouve des masses de gaz en nuages de densités variées ainsi que des nuages de poussières. Venant des matières des bras de ces galaxies, des amas d'étoiles jeunes sont pondus dans de majestueuses nébuleuses comme M42 de Orion! Les spectres globaux des galaxies spirales sont dominés par la lumière des étoiles bleues; le pic d'intensité lumineuse se situe autour de 450nm (nanomètres), ce qui correspond à un spectre stellaire d'une étoile de type spectral F. (Une étoile géante bleue peut atteindre 100 000 fois la luminosité du Soleil). Les étoiles les plus vieilles (plus rouges) du disque devraient, elles, se distribuer assez uniformément sur toute la surface observable du disque de ces galaxies.

BUT DU PROJET

Après avoir remarqué, sur de belles photos de galaxies spirales, la différence de concentration lumineuse dans les bras de certaines de ces galaxies, notre objectif était de mettre en évidence cette asymétrie lumineuse par des prises d'images de ces mêmes galaxies. Des images de M51, M101, M33, NGC 3184, M99 et M74 nous montrent ce phénomène. Il nous faut, bien sûr, des galaxies vues de face le plus possible. Il y a donc un bras (ou une grande surface) de ces galaxies qui est moins lumineux et plus fragmenté que l'ensemble de la galaxie.

Voici quelques causes possibles: Il s'agit peut-être d'un mécanisme naturel dans les bras spiraux de ce type de galaxies qui favoriserait leur apparence observée. Il y aurait peut-être interaction avec d'autres galaxies (passage à proximité d'une autre galaxie). Il s'agit peut-être de masses opaques absorbant la lumière de certaines régions de ces galaxies. Ces masses opaques pourraient être: dans la galaxie, entre nous et le bras le moins lumineux (dans le halo). des matières intergalactiques (entre les galaxies). des matières interstellaires dans notre galaxie nous cachant certains secteurs des galaxies cibles. dues à l'angle sous lequel on voit ces galaxies (perspective: la lumière traverserait plus de matière dans le halo). Il s'agit peut-être de secteurs moins abondants en étoiles et autres matériaux lumineux. La différence de luminosité pourrait être causée par une abondance d'étoiles bleues d'un côté de ces galaxies, et une abondance d'étoiles rouges de l'autre côté. L'ONDE DE DENSITÉ La formation des bras spiraux de ces galaxies n'est pas encore bien comprise; la théorie de l'onde de densité est probablement la plus plausible pour expliquer la formation des bras. De plus, on ne sait pas dans quelle mesure les supernovae peuvent intervenir. La théorie de l'onde de densité est de C.C. Lin et G. Bertin et leurs collaborateurs. Il est très difficile d'attribuer à la rotation différentielle dans le disque galactique la formation des bras spiraux et leur maintien à long terme! Les multiples rotations effectuées depuis la formation de ces galaxies auraient fragmenté et dissipé ces bras et on ne pourrait plus les observer aujourd'hui. La théorie de l'onde de densité arrive, par son mécanisme, à expliquer la formation et le maintien des bras spiraux de ces galaxies. Voici quelques éléments importants de l'onde de densité: On y traite les galaxies comme des fluides, dans lesquels des ondes, créées par des perturbations du potentiel gravitationnel, forment des ondes en spirales qui se déplacent dans le disque galactique, superposées à la rotation du disque. Ce mécanisme préconise une onde qui a une vitesse angulaire constante et cette onde balaie, comme une vague sur l'eau, le disque de matière des galaxies sans entraîner par lien direct la matière de ces disques. L'onde a un mouvement moins rapide que la rotation du disque de la galaxie. Cette onde s'auto-entretiendrait par un mouvement favorable de sa vitesse angulaire et de sa forme spirale. La matiere pénètre l'onde par le côté concave de l'onde. Une accélération importante des étoiles et surtout des gaz se produit à l'approche des bras. Dans les bras, la matière ralentit et se compresse (densité augmentant), ce qui favoriserait le déclenchement de formation d'étoiles. De nombreuses étoiles sont formées. Les étoiles plus massives ionisent les gaz; le développement des régions HII est favorisé. La théorie suggère que du côté convexe du front d'onde, on peut observer une étroite bande d'étoiles bleues lumineuses et des régions HII. Suivant cela, on trouve une vague, une bande plus large d'étoiles plus vieilles et des amas d'étoiles. La population du disque est composée d'étoiles plus vieilles (plus rouges) qui sont distribuées à peu près uniformément. L'onde disparait si sa vitesse se synchronise avec la vitesse de rotation de la galaxie. Ce qui pourrait expliquer qu'à grande distance du noyau, dans le disque des galaxies, on ne voit presque plus de régions HII malgré le fait qu'il y ait beaucoup de gaz (la rotation galactique diminue en s'éloignant du noyau). L'observation de concentrations plus importantes de zones HII dans les bras galactiques, les étoiles bleues plus abondantes et les gaz plus denses dans les bras, et certaines irregularités dans la courbe de rotation favorisent la théorie de l'onde de densité. Pour ceux qui voudraient en savoir plus, on peut se procurer un livre tout nouveau qui fera sûrement autorité sur le sujet: «Spiral Structure in galaxies», a density wave theory, G. Bertin & C.C. Lin (deux collaborateurs et artisans de cette théorie!), The MIT Press. Il faut signaler que cette théorie pose plusieurs questions dont voici deux exemples: Qu'est-ce qui crée l'onde de densité? Une vague dérivant dans le disque de la galaxie (une harmonique) ou l'action d'autres galaxies proches à un moment ou l'autre de la vie de la galaxie? Dans quelles circonstances les galaxies ne développent pas de bras spiraux? OBJETS TRAITÉS Les circonstances nous ont forcés à concentrer nos efforts sur trois candidates, soit M51, M33 et M101. Ces trois galaxies sont suffisamment vues de face pour nos besoins. Notre stratégie était d'observer ces galaxies en utilisant un CCD et de tenter d'interpréter les asymétries de leurs distributions lumineuses. APPLICATION AUX GALAXIES ÉTUDIÉES Pour expliquer les phénomènes apparents, on peut les attribuer à des forces gravitationnelles causées par la présence d'une autre galaxie dans leur voisinage. Pour M51 c'est évident mais, après vérification pour M33 et M101, il n'y a pas de galaxie connue dans leur environnement immédiat. Il faut donc s'en remettre à d'autres hypothèses. On peut supposer pour M33 et M101, que les mécanismes responsables de ces phénomenes sont intrinsèques à ces deux galaxies. C'est pourquoi nous avons décidé d'observer ces galaxies à l'aide de filtres B (bleu) et I (très rouge). Voici quelques exemples de galaxies asymétriquement lumineuses:

Pour notre travail, le modèle utilisé (onde de densité) suggère que les étoiles bleues, jeunes et massives, dominent de leur lumière les bras spiraux des galaxies; ces étoiles très massives rendent l'âme avant d'avoir le temps de s'éloigner loin du lieu de leur formation! Les autres étoiles, plus vieilles (moins massives) et plus rouges, devraient se distribuer à peu près uniformément dans le disque de ces galaxies. Nous espérions donc que des observations en filtre rouge (I) nous montreraient la distribution des étoiles rouges et des observations en bleu (B) ou sans filtre nous montreraient la dominance de la lumière des étoiles bleues très massives dans les bras spiraux. Nous voulions, de cette façon, mieux cibler l'asymétrie observée.

MODÈLES ET PRÉVISIONS Il est possible que: Les bras de ces galaxies devraient nous montrer une distribution assez uniforme en bleu (filtre B et sans filtre) et les bras devraient dominer les structures du disque dans ces filtres. En filtre (I) (7000 Å très rouge), les galaxies devraient montrer un disque plus uniformément lumineux et moins détailler les bras. Les asymétries lumineuses observées sans filtre seraient de simples secteurs moins abondants en étoiles ou autres matières lumineuses observables. Nous prévoyions que nos images en filtre (B) nous montreraient les zones moins lumineuses dans les mêmes régions d'une même galaxie qu'en (I) s'il s'agissait de régions pauvres en étoiles et en matériaux lumineux. Nous supposions que le pic d'émission lumineuse ne serait pas affecté, qu'il ne changerait pas de longueur d'onde s'il ne s'agissait que de régions moins lumineuses. S'il s'agit, au contraire, d'une extinction ou rougissement stellaire local, alors le pic lumineux devrait montrer des variations: à une longueur d'onde plus rouge, il devrait être plus intense qu'à une longueur d'onde plus bleue. Il est à noter que le rougissement stellaire n'affecte pas la position des raies spectrales. Il devient alors difficile par spectroscopie de saisir ce phénomène. C'est pourquoi l'observation du continuum spectral pourra nous renseigner sur ce sujet.

OBSERVATIONS Surprise! Au traitement des images M33 et M101, on constate rapidement que les distributions lumineuses avec le filtre (B) sont différentes de celles en filtre (I). Comme si ces galaxies avaient un côté de matière plus rouge et l'autre de matière plus bleue. Une photométrie de surface de ces images (B) et (I) montre bien qu'il peut s'agir de déficience locale du bleu et d'une abondance du rouge dans le bras B pour M101, BC pour M33. La galaxie M51, elle, semble mieux suivre les lignes directrices; en (B) et (I), on trouve pour M51 des distributions lumineuses s'accordant au modèle. Donc M33 et M101 semblent nous indiquer une extinction locale importante du côté des bras secondaires. Qu'est-ce qui favoriserait les distributions observées dans M33 et M101? Il s'agit possiblement d'extinction locale de la lumière des étoiles bleues dans certaines régions des bras de ces galaxies. Des régions d'étoiles bleues cachées par des matières qui absorbent et rediffusent leur lumière à des niveaux d'énergie moins importants, donc plus rouges. Remarquez pour M101: les graphiques bleus et rouges s'inversent très localement indiquant un mouvement inattendu du pic lumineux de M101 à ces endroits!

Graphiques d'une photométrie de surface des bras de ces galaxies.

Ces graphiques sont le fruit d'une photométrie de surface effectuée comme suit: Il fallait d'abord déterminer les tailles des boîtes à utiliser selon la largeur des bras de chacune de ces galaxies. Les mesures furent prises selon un cheminement prédéterminé pour chaque bras de ces galaxies, en partant du noyau des galaxies et s'en éloignant d'un facteur constant suivant la courbe de chacun des bras. Chaque bras est identifié par une lettre selon son importance, ABC... Cette méthode permet de comparer directement, en superposant les mesures des bras d'une même galaxie, de visualiser les distributions lumineuses locales à un endroit équivalant dans ces bras par rapport au noyau de la galaxie et ce dans le filtre désiré, soit en bleu, sans filtre ou en rouge. MANIPULATION DES IMAGES Il faut donc isoler la lumière bleue et rouge de ces galaxies au maximum en espérant déceler des signes précurseurs de quelque explication. D'abord, on identifie les bras selon leur importance (densité et luminosité) sans filtre (A, B, C...). Puis nos manipulations sont assez simples: on aligne le mieux possible les images d'une même galaxie, une sans filtre (ou en bleu) et une rouge (I), puis on les soustrait. Ce qui nous reste est une image nous montrant les sites les plus intenses, en bleu si l'on fait (B - I) ou (V - I) et l'extrême rouge si l'on fait (I - V) ou (I - B). Pour ce travail, nous avons effectué des soustractions et aussi des divisions d'images, ce qui nous a donné des résultats tout a fait compatibles. Ces manipulations rendent plus évidentes les distributions des éléments rouges et bleus dans ces galaxies. Dans le cas de M33 et de M101, cela nous a permis de faire une correspondance entre nos résultats en (V - I), qui semblent compatibles aux images en (U.V.) de la mission «Astro 2» à bord de la navette spatiale «Endeavour» en mars 1995, avec les astronomes Samuel Durrance et Ronald Parise. Les images suivent.

Trois télescopes étaient à bord de la navette; seul le «Ultraviolet Imaging Telescope» (UIT), d'un diamètre de 38cm et d'une focale de 3,4m est optique et peut prendre des images. Ces observations ont été effectuées dans l'ultraviolet: pour M101, une pose de 22 minutes (35nm à 152nm), de résolution spatiale de 3", et pour M33, à 220nm.

À gauche nos résultats de M33 en lumière bleue; Au centre et à droite les images UV de la mission spaciale ASTRO2 !!!

Nos images en (I) de M33 semblent aussi compatibles aux images infra-rouges du satellite IRAS et de l'observatoire du New Mexico University en (H alpha)!

Il fallait confirmer nos mesures. Nous avons donc demandé à un autre astronome amateur, Patrice Gérin-Roze, de refaire nos mesures pour confirmer nos graphiques. Il a effectué au hasard une série d'évaluations lumineuses locales des bras des galaxies M51, M101, M33. Ces graphiques montrent bien qu'il y a un bras de luminosité plus importante que l'autre. Nous avons, pour notre part, pu refaire des images en filtre (I) de M51, M101 et M33 avec un petit instrument le 11 novembre 1996 et le 16 mars 1996. Nos résultats montrent quand même des distributions lumineuses compatibles aux images (I) et sans filtre utilisées pour ce travail, ce qui appuie notre démarche et confirme que nos images sans filtre et en (I) sont tout au moins assez correctes! Puis une série de mesures ont été effectuées sur des images de M33 venues de la mission Astro 2 en ultraviolet. Ces mesures appuient bien l'ordre de distribution observé sur nos images en bleu ou (V-I)! Des mesures ont aussi été prises sur les images M33 en infra-rouge provenant du satellite IRAS, et en (H alpha) prises au New Mexico Observatory. Ces séries de mesures confirment bien la dominance du bras (C) (2ième secondaire) sur le bras (A; principal) en filtre bleu ou sans filtre (donc un renversement de luminosité) tel qu'observé sur nos images CCD sans filtre ou bleu et en filtre (I).

HYPOTHÈSE RETENUE POUR EXPLIQUER PARTIELLEMENT LE PHÉNOMÈNE DANS M101 Un angle d'observation légèrement incliné peut favoriser ce phénomène. Une courbe de rotation de M101 ou l'angle d'inclinaison est estimé à i = 27 , d'après Comte et al., suggère que le bras principal (le plus lumineux) de M101 au sud-ouest serait plus près de nous. Sa lumière nous parviendrait donc vue plus directement que le bras secondaire, qui lui serait plus loin et derrière la matière plus importante du bulbe et du halo de cette galaxie. Cette situation pourrait causer l'extinction locale que l'on croit observer. CONCLUSION Pour conclure, on peut croire que le phénomène observé dans M33 et M101 serait dû à une extinction locale associable au rougissement stellaire causé par des matières interstellaires. Ces matières absorberaient le bleu (plus facile à arrêter par des poussières) et le rediffuseraient à des niveaux d'énergie moins importants (donc plus rouges)! Ce phénomène se traduit normalement par un déplacement du pic d'intensité lumineuse des étoiles affectées, ce qui peut s'apparenter à nos mesures dans M33 et M101.

À gauche : Un exemple de matière errante dans le halo des galaxies. Les gaz chauds provenant des corps des galaxies, éjectés de part et d'autre du disque, Supernovae et cheminées...). Les HVC (high-velocity clouds) et les IVC (intermediate-velocity clouds), sont aussi de beaux exemples de masses gazeuses pouvant être responsables du phénomène observé. Allez voir la revue SCIENTIFIC AMERICAN janvier 2004, page 46, Our Growing Breathing Galaxie, par Bart P. Wakker et Philipp Richter. Ce texte présente les plus récents développements des HVC et IVC, dans l'entourage de notre galaxie.

Graphiques d'une photométrie de surface des bras de la galaxies M51.

Nous avons aussi le cas de M51 qui, elle, reste plus fidèle à sa distribution lumineuse en filtre (U) et (I). Cette galaxie est la seule des trois galaxies observées qui a subi un drainage de matière dernièrement de son bras dit secondaire, par interaction avec une autre galaxie proche. M51 semble se conformer aux conditions où on admet qu'une quantité moindre de matière lumineuse (moins d'étoiles) localement ne devrait pas affecter le pic d'intensité lumineuse observé dans différentes longueurs d'onde. Pour terminer, nous pensons que l'analyse faite en correspondance avec le graphique de Comte et al., de la courbe de rotation de M101 est probablement une partie de la cause de ce phénomène. LE FUTUR La suite de ce projet consistera en ces étapes: Il faudra refaire toutes les images à haute résolution dans chacun des filtres utilisés. Il faudra refaire toutes les mesures à partir de ces nouvelles images. Il faudra refaire les galaxies M33 et M101 en utilisant tous les filtres UBVRI pour savoir où se situent les asymétries observées et peut-être éclairer notre raisonnement sur les matériaux en jeu. Il faudra faire une liste plus exhaustive des paramètres semblables de M33 et M101. Il faudra chercher d'autres candidats à ces phénomènes pour vérifier s'il s'agit de cas particuliers ou si le phénomène est valide pour toutes les galaxies. Pour tout renseignement supplémentaire: Gilbert St-Onge et Lorraine Morin Références utilisées: Les images d'ASTRO 2 ont été tirées d'un article de Ciel & Espace, juillet-août 1995, p. 22-27 (excellent article sur la mission, selon GSO). Les images IRAS sont tirées d'un article d'Astronomy, sept. 95, p28. L'image de M33 en H alpha est de Nicolas A., Devreux, du New Mexico State University. «The new cosmos», 3e éd., Albrecht Unsold & Bodo Baschek, Heidelberg Science Library. «Encyclopédie scientifique de l'Univers». La Galaxie, l'univers extragalactique, Bureau des longitudes, (Gauthier - Villars). Spiral Structure in Galaxies a density wave theory. de G. Berton and C.C. Lin, 1996 Massachusetts Institute of Technology FIN