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Diamètre d'une galaxie

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Dès 1936, avec Edwin Hubble, des tentatives ont été faites pour caractériser le diamètre des galaxies. Les premières recherches se basaient sur l'observation de l'angle sous-tendu par la galaxie et de sa distance estimée, ce qui a conduit à un diamètre angulaire (également appelé « diamètre métrique »)[1]. Mais, on s'est rapidement rendu compte que la taille apparente d'une galaxie dépendait de la puissance des télescopes utilisés. Il fallait trouver d'autres méthodes.

Les galaxies ne possèdent pas de limites définies de par leur nature et elles se caractérisent par une densité stellaire décroissante à mesure que l'on s'éloigne de leur centre, ce qui rend difficile la mesure de leur taille réelle, et en fait de donner une définition univoque de la limite entre l'intérieur de la galaxie, et son extérieur. Néanmoins, au cours des dernières décennies, les astronomes ont défini plusieurs critères pour définir la taille des galaxies[1]. Il existe trois méthodes principales avec des variations. L'une d'elles est basée sur les courbes d'égale luminosité, les isophotes. La deuxième a été développée par Vahé Petrosian en et la troisième est basée sur les données captées par le relevé 2MASS.

Finalement, avec l'une ou l'autre de ces méthodes, la base de données NASA/IPAC emploie trois différentes méthodes pour déterminer la distance d'une galaxie, donnée nécessaire au calcul de sa taille réelle. L'une est pour un décalage vers le rouge z inférieur à 0,5, la deuxième pour z ≥ 0.5 et finalement une troisième méthode pour les galaxies dont la distance a été déterminée par des méthodes indépendantes du décalage, ce qui est le cas pour une minorité d'entre elles.

Diamètre isophote

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Le diamètre isophote est une méthode conventionnelle de mesure de la taille d'une galaxie, basée sur sa brillance de surface[2]. Les isophotes sont des courbes sur un diagramme (par exemple, une image de galaxie) qui relient des points de luminosité égale et ils permettent ainsi de définir l'étendue de la galaxie. La brillance de surface d'une galaxie est mesurée en magnitudes par seconde d'arc carrée (mag/as2 qui est parfois exprimé, surtout pour la brillance moyenne de surface d'une galaxie, en mag/am2, ce qui définit la profondeur de luminosité de l'isophote. Pour illustrer le fonctionnement de cette unité, une galaxie typique comme NGC 1066 présente une faible brillance de surface moyenne de 14,39 mag/am2, alors que la région centrale d'une galaxie typique dans est de 18 mag/as2. Cette luminosité équivaut à la lumière d'un objet ponctuel hypothétique de magnitude 18 (comme une étoile) répartie uniformément dans une zone d'une seconde d'arc carrée du ciel[3]. Le diamètre isophotal est généralement défini comme la région englobant toute la lumière jusqu'à 25 mag/as2 dans la bande B bleue[4], qui est alors appelée norme D25 standard[5].

La base de données NASA/IPAC décrit les trois principales méthodes utilisées pour évaluer le diamètre d'une galaxie par la méthode isophotale[6].

Diamètres isophotaux grand axe

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Roderick Oliver Redman a suggéré que les diamètres des galaxies devraient être définis opérationnellement par l'isophote de brillance de surface égale à 25 mag/as2. ce qui correspond à environ le dixième de la luminosité du ciel nocturne. Cette valeur est très près des plaques sensibles au bleu Kodad 103a-0 du relevé POSS. Ce choix est évidemment arbitraire. Mais, plus les diamètres isophotaux choisis sont faibles, plus les contraintes sur les données sont exigeantes et, par conséquent, plus les diamètres sont probablement moins bien définis[6]. Les principales sources pour les diamètres des galaxies sont décrites sur NED, il y en a 21[7].

Rapports axiaux et diamètres de galaxies vues de face

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Le diamètre apparent du grand-axe mesuré est une fonction de l'inclinaison[3],[8]. Les galaxies vues davantage par la tranche ont des diamètres isophotaux apparents plus grands en raison de l'épaisseur finie du disque,ce qui entraîne un chemin optique plus long et donc une brillance de surface accrue à rayon fixe. Les corrections D(0)25 du diamètre isophotal des galaxies vues de face ont été étudiées par Gérard de Vaucouleurs, puis révisées en par Jean Heidmann et Nicole Heidmann avec la collaboration de Gérard de Vaucouleurs[8]. Cependant, les rapports axiaux nécessaires à la correction des diamètres viennent surtout des catalogues MCG et UGC, mais aussi des catalogues principaux (Primary Galaxy Catalogs)[9] et des galaxies KUG du relevé Kisu. Ces diamètres ont été transformés en rapport isophotal standard de 25 mag/am2, R25, dans le Second Reference Catalogue of Bright Galaxies (RC2)[10] et dans le Third Reference Catalogue of Bright Galaxies[11] ainsi que dans des catalogues secondaires[7].

Brillance de surface moyenne

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Pour les galaxies des catalogues secondaires, le RC2[10] calcule deux brillances de surface moyenne.

Le RC2[10], dans les catalogues de galaxies secondaires, calcule deux brillances moyennes de surface : M'25, la brillance de surface moyenne contenue dans une ellipse de diamètre D25 et de rapport axial R25, et M'e, la brillance moyenne de surface contenue dans une ouverture Ae contenant la moitié de la lumière totale, c'est-à-dire contenant la moitié de la magnitude asymptotique Btotal. La première définition est relativement simple à calculer, la seconde est plus complexe et dépend quelque peu du modèle. L'étude de la brillance moyenne de surface des galaxies isolées et doubles présente aussi un cas spécial.

Méthode Petrosian

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Dans un article publié en , Vahé Petrosian a décrit un modèle mathématique aussi basé sur la brillance de surface pour déterminer le diamètre d'une galaxie[12]. Une version modifiée de cette méthode a été employée par l'équipe du relevé SDSS[13]. Cette méthode utilise un modèle mathématique pour une galaxie dont le rayon est déterminé par le profil moyen azimutal (horizontal) de son flux lumineux. Le programme SDSS a utilisé la magnitude de Petrosian dans la bande R, c.-à-d. la partie rouge du spectre visible à 658 nm afin de garantir que le flux lumineux d'une galaxie soit capté autant que possible tout en neutralisant les effets du bruit de fond. Pour une galaxie dont le profil de luminosité est exponentiel, on s'attend à ce qu'elle capture la totalité de son flux lumineux et 80 % pour celles dont le profil suit la loi de Vaucouleurs[13].

Les magnitudes de Petrosian ont les avantages d'être à la fois indépendantes du décalage vers le rouge et de la distance mesurée par des méthodes indépendantes de celui-ci. Cela permet de déterminer la taille apparente d'une galaxie, car elle est définie en termes de son flux lumineux global[14].

Une critique d'une version antérieure de cette méthode a été émise par l'IPAC (Infrared Processing and Analysis Center). Cette méthode peut entraîner une erreur allant jusqu'à 10 % de la valeur diamètre isophotal. L'utilisation des magnitudes pétrosiennes présente également l'inconvénient de manquer la majeure partie de la lumière située en dehors de l'ouverture pétrosienne, définie par rapport au profil de luminosité global de la galaxie, en particulier pour les galaxies elliptiques, avec des rapports signal/bruit plus élevés à des distances et des décalages vers le rouge plus élevés[15]. Une correction de cette méthode basée sur la loi de Sérsic a aussi été publiée par Graham et ses collègues en 2005[14].

Méthode proche infrarouge

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Cette méthode a été utilisée par le relevé Two Micron All-Sky Survey (2MASS) avec une adaptation des mesures isophotes précédemment utilisées. Ce relevé a été fait dans l'infrarouge proche ce qui présente l'avantage de capter la lumière des étoiles moins lumineuses, plus froides et plus anciennes. Son approche diffère des autres méthodes qui utilisent habituellement un filtre B. La méthode utilisée par 2MASS a été décrite en détail dans un article de Jarrett et ses collègues publié en 2003. Cet article qui contient plusieurs mesures effectuées par ce relevé[16].

La zone de détection est une ellipse d'ouverture standard définie par l'isophote infrarouge dans la bande Ks d'une longueur d'onde d'environ 2,2 μm de 20 mag/as2. La collecte du flux lumineux global de la galaxie a été utilisée par au moins quatre méthodes :

  1. La première est une ouverture circulaire s'étendant sur 7 secondes d'arc à partir du centre;
  2. la deuxième part du centre jusqu'à un isophote de 20 mag/as2;
  3. la troisième correspond à une ouverture totale définie par la distribution lumineuse radiale qui couvre l'étendue supposée de la galaxie;
  4. la dernière correspond à l'ouverture de Kron qui est définie comme étant égale à 2,5 fois le rayon du premier moment, une intégration du flux de l'ouverture « totale »[16].

Rayon effectif et ses variations

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Le rayon effectif Re d'une galaxie est le rayon à l'intérieur duquel la moitié de la luminosité totale de celle-ci est émise. Le rayon effectif est utilisé comme référence dans la loi de de Vaucouleurs proposée par celui-ci en [17]. Le choix de 50% était arbitraire, mais il s'est avéré utile dans les travaux ultérieurs de Robert A. Fish en où il a établi une loi reliant la luminosité des galaxies elliptiques à leur rayon effectif Re[18] ainsi qu'à José Luis Sérsic (en)[19] qui a défini une loi entre le rayon Re et la masse d'une galaxie[2], loi qui porte maintenant le nom de loi de Sérsic.

Pour définir le rayon effectif Re, il faut capturer le flux global de luminosité de la galaxie, selon une méthode employée par Conselice, Bershady et Matthew dans un article publié en . Ils suggèrent de mesurer deux fois la taille où le flux de luminosité d'un rayon arbitrairement choisi, défini comme le flux local, divisé par le flux moyen global égal à 0,2[20].

L'utilisation du rayon effectif Re permet une estimation approximative de la taille d'une galaxie, mais il n'est pas vraiment utile pour déterminer sa morphologie[21].

Il existe des variantes de cette méthode. En particulier, dans le catalogue Uppsala des galaxies de l'ESO. Des valeurs de 50 %, 70 % et 90 % de la lumière bleue totale détectée à travers un filtre spécifique à la bande B ont été utilisées pour calculer le diamètre d'une galaxie[22].

Calcul du diamètre par NED

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Dans une communication privée[23], le Dr. Joseph Mazzarella[24], l'un des principaux collaborateurs de NED, explique les trois cas utilisés pour déterminer la distance d'une galaxie et ensuite calculer le diamètre de celle-ci avec l'une des méthodes exposées ci-haut, méthode qui est toujours spécifiée dans la base de données. Dans les deux premiers cas, il n'existe pas de mesures indépendantes du décalage vers le rouge, ce qui est le cas pour la majorité des galaxies et dans le troisième cas, il existe des mesures indépendantes[24].

Pas de mesures indépendantes et z ≤ 0,5

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Le premier cas est celui où la majorité des galaxies n'ont pas de mesures indépendantes du décalage vers le rouge z avec celui-ci inférieur où égal à 0,5 (z ≤ 0,5). La distance de ces galaxies est déterminée en corrigeant la vitesse radiale héliocentrique pour obtenir la vitesse par rapport au fond diffus cosmologique en utilisant un modèle proposé par Mould ses collègues dans un article publié en [25]. Les distances obtenues sont alors légèrement différentes de la distance de Hubble pour les galaxies relativement lointaines et passablement différentes pour les galaxies rapprochées. Par exemple, la distance corrigée de NGC 3753 est égale à 136,00 ± 9,52 Mpc (∼444 millions d'al)[23] alors que sa distance de Hubble est de 133,3 ± 9,3 Mpc (∼435 millions d'al). NED utilise la distance corrigée ainsi que la dimension apparente maximale pour calculer le diamètre D de la galaxie :

D= (120 "/3600)*(π/180)*136 Mpc = 0,079 12 Mpc = 79,12 kpc[26]

La correction sur une galaxie rapprochée comme NGC 4497 est cependant beaucoup plus grande. La distance corrigée de NGC 4497 est égale à 14,96 ± 1,05 Mpc (∼48,8 millions d'al)[23], alors que sa distance de Hubble de 20,24 ± 1,46 Mpc (∼66 millions d'al). On obtient ainsi un diamètre égal à :

D= (148 "/3600)*(π/180)*14,96 Mpc = 0,010 734 Mpc = 10,74 kpc[27]

Pas de mesures indépendantes et z > 0,5

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Le deuxième cas est celui pour de lointaines galaxies (z > 0,5). Aucune des galaxies des catalogues NGC et IC n'est aussi éloignée, mais le docteur Mazzarella cite quand même l'exemple de SDSS J135613.80+182357.9[28], dont le décalage est égal z est égal à 3,927 047 ± 0,001 96. Pour des galaxies aussi lointaines, il n'y a pas de consensus établi sur le modèle à employer pour calculer leur distance, d'autant Saul Perlmutter, Adam Riess et Brian P. Schmidt ont découvert le phénomène d'accélération de l'expansion de l'Univers en 1998, découverte qui leur a valu le prix Nobel de Physique en [29]. D'ailleurs, dans un article publié par Étienne Burtin de l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers, James Peebles, le lauréat du prix Nobel de physique, déclare au sujet du modèle du Big Bang : «Nous avons un modèle qui est merveilleusement bien établi, mais... qui est plein de trous »[30].

NED utilise tout de même une distance cosmologique corrigée (onglet Redshifits (3), Angular-Size Distance) dont la valeur est 1,48*103 Mpc. Cette distance est obtenue à partir du Module de distance m-M. Pour une taille angulaire isophote du relevé SDSS égal à 2,70 ", on obtient un diamètre égal :

D = (2,70"/3600)*(π/180)*1,48*103 Mpc = 0,019 373 Mpc = 19,38 kpc

Finalement, il y a des mesures indépendantes

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Lorsque des mesures indépendantes du décalage vers le rouge existent, NED les utilise, même s'il n'y en a qu'une, et ce sans tenir compte du décalage. Losqu'il y en a plus d'une, le diamètre est calculé en utilisant la moyenne des mesures des distances et la taille angulaire de la galaxie. Par exemple, pour NGC 1068 (M77) la distance moyenne de 11 mesures indépendantes est égale à 10,582 ± 0,893 Mpc (∼34,5 millions d'al). On notera ici que la version classique[31] de NED utilisait l'écart type de l'échantillon de mesure, ce qui donne pour NGC 1068 une valeur de 2,962 Mpc. La nouvelle version utilise l'erreur type qui est égale à l'écart type divisé par la racine carrée du nombre n de mesures soit . Donc, pour NGC 1068 on obtient :

= 0,812

En utilisant le diamètre angulaire relevé POSS pour NGC 1068, on obtient un diamètre égal à

D= (540"/3600)*(π/180)*10,583 Mpc = 0,027 70 Mpc = 27,7 kpc[32]

On notera, qu'il n'y a qu'une mesure indépendante du décalage pour de nombreuses galaxies et que la distance obtenue plusieurs d'entre elles est nettement différente de la distance de Hubble. Un exemple parmi d'autres, la mesure indépendante de NGC 7015 est égale à 26,7 Mpc alors que la distance de Hubble de 67,3 ± 4,7 Mpc (∼220 millions d'al) est plus que le double de la distance indépendante[33]. Il y a aussi un autre cas problématique.

Il arrive aussi parfois que l'écart type d'un échantillon soit supérieur à la distance moyenne. NGC 5548 est un exemple typique illustrant cela[34]. La distance de Hubble de celle-ci est égale à 79,05 ± 5,54 Mpc (∼258 millions d'al), alors que la valeur moyenne des distances indépendantes est égale à 107,560 ± 132,82 Mpc (∼351 millions d'al). Cet écart type très grand vient de cinq mesures allant de 32,66 Mpc à 132,872 Mc[35]. En utilisant l'erreur type comme le fait la nouvelle version de la base de données, on obtient une distance indépendante égale à 107,560 ± 59,422 Mpc (∼351 millions d'al), une incertitude évidemment plus petite qui donne un intervalle allant de 48,1 Mpc à 167,0 Mpc, ne laissant que les deux plus grandes valeurs de la distance sur cinq dans cet intervalle. Pour les galaxies présentant ces deux caractéristiques, il vaudrait peut-être mieux recourir aux trois principales méthodes décrites plus haut.

Exemples de galaxies présentes sur NED

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Dans le tableau ci-dessous, la quatrième colonne indique la distancee de la galaxie en mégaparsec (1 Mpc = 32 616 600 al). Il y a deux possibilités : la distance est suivie du nombre de mesures indépendantes du décalage vers le rouge entre parenthèse, c'est la valeur utilisée par NED avec la taille apparente (colonne 5) pour calculer le diamètre (colonne 6). La deuxième possibilité est la distance calculée en utilisant la vitesse par rapport au fond diffus cosmologique[25]. La dernière colonne indique la méthode employée pour déterminer la taille apparente.

Distance et diamètre de quelques galaxies.
Désignation Class. Type Distance (Mpc) Taille apparente (") Diamètre (kpc) Méthode
IC 1101[36] S0-? lenticulaire 262 ± N/A (1) 98,90 125,62 K_s (2MASS "total")
Hercules A[37] ? ? 685,80 ± 48,32 45,00 140,86 K_s (2MASS "total")
Malin 1[38] S spirale 370,42 ± 25,83 30,10 36,36 K_s (2MASS "total")
NGC 6872[39] SAB(rs)c intermédiaire 70,40 ± 4,96 600,00 219,63 ESO-Uppsala "Quick Blue" IIa-O
IC 4970[40] SA0- pec lenticulaire particulière 69,06 ± 4,89 128,82 46,27 ESO-LV "Quick Blue" IIa-O
Cygnus A[41] S? spirale 245,32 ± 17,18 96,50 117,33 K_s (2MASS "total")
NGC 1316[42] (R')SAB(s)0^0 lenticulaire 19,167 ± 0,573 (106) 1096,48 101,89 ESO-LV "Quick Blue" IIa-O
NGC 4921[43] SB(rs)ab Spirale barrée 88,300 ± 0,000 (2) 60,00 90,07 K_s (LGA/2MASS "total")
M31[44] SA(s)b Spirale 0,784 ± 0,006 (407) 12250.40 46,58 RC3 D_0 (blue)
M101[44] SAB(rs)cd Spirale intermédiaire 6,644 ± 0,087 (132) 2400,00 77,31 POSS1 103a-O
M101[45] SB(rs)bc Spirale barrée 20,596 ± 1,392 (26) 541,20 54,04 K_s (LGA/2MASS "total")
Objet de Hoag[46] ? ? 189,77 ± 13,28 51,40 48,89 r (SDSS Isophotal)
M100[46] SAB(s)bc Spirale intermédiaire 16,117 ± 0,365 651,80 50,93 K_s (LGA/2MASS "total")
M51[47] SAbc Spirale 7,283 ± 0,310 (50) N/A N/A N/a
NGC 4565[47] SA(s)b? Spirale 11,70 ± 0,697 (34) 950,90 53,94 RC3 D_25, R_25 (blue)
M64[48] (R)SA(rs)ab Spirale 5,419 ± 0,213 (23) 628,30 16,51 RC3 D_0 (blue)
M74[49] SA(s)c Spirale 7,495 ± 0,530 (34) 720,00 24,16 POSS1 103a-O
NGC 253[50] SAB(s)c Spirale intermédiaire 3,315 ± 0,087 (32) 2371,37 36,96 ESO-LV "Quick Blue" IIa-O
M96[51] SAB(rs)ab Spirale intermédiaire 10,847 ± 0,117 (71) 455,10 23,93 RC3 D_25, R_25 (blue)
M81[52] SA(s)ab Spirale 3,675 ± 0,049 (99) 1652,50 29,44 RC3 D_0 (blue)
M33[53] SA(s)cd Spirale 0,869 ± 0,018 (137) 4447,90 18,75 RC3 D_0 (blue)
M104[54] SA(s)a Spirale 11,219 ± 0,645 (31) 594,20 32,32 K_s (LGA/2MASS "total")
Segue 2[55] ? ? 0,036 ± 0,001 (5) N/A N/A N/A
GN-z11[56] ? ? 48450,53 ± 3391,54 (5) N/A N/A N/A
A2744 YD4[57] ? ? 34820.39,53 ± 2437,43 (5) N/A N/A N/A

Notes et références

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