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NGC 1291 = NGC 1269

Fonction Sersic et dépistage des galaxies naines satellites

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Introduction

Cette page va mettre en lumière à quel point la méthodologie de reconnaissance des galaxies naines satellites reste "rudimentaire" en 2021, mais aussi montrer que le dépistage de ces galaxies est accessible aux astronomes amateurs. Sauf que si je l’avais intitulée "Fonction Sérsic Unique pour la reconnaissance des Galaxies Naines satellites", il est probable que soyez passé directement à une autre galaxie sans même avoir lu ce paragraphe ; or vous allez voir qu’après avoir simplement expliqué ce qu’est une fonction Sérsic et en quoi elle permet de reconnaître des galaxies naines, vous serez peut-être tenté d’utiliser vos images pour faciliter le travail des astronomes professionnels. Pour celà, nous allons nous intéresser à NGC 1291.


NGC 1291, également référencée NGC 1269 et PGC 12209, est une galaxie qui présente une structure annulaire extérieure et une barre intérieure inhabituelle, située à environ 30 millions d'années-lumière dans la constellation de l'Eridan (Eridanus).


NGC 1291 fut découverte le 2 septembre 1826 par James Dunlop puis observée par John Herschel en 1836. Johan Ludvig Emil Dreyer l’inscrivit au New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars sous la référence NGC 1291 en 1888, la décrivant comme un "amas globulaire, très brillant, assez grand, rond, beaucoup plus lumineux au milieu, extrêmement marbré mais non résolu" puis qui l’inscrivit de nouveau sous la référence NGC 1269 en la décrivant comme "très brillante, ronde, progressivement beaucoup plus lumineuse au centre", sans réaliser qu'il s'agissait d'un doublon.


Elle a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs dans son Atlas des Galaxies comme galaxie morphologique de type (R)SAB(l)0/a, ce qui peut se traduire par "il s’agit d’une spirale barrée annulaire", bien que plus précisément, elle présente en réalité deux barres. Son anneau est souvent mentionné comme "atypique", mais environ un cinquième des galaxies à disques en spirale comprend un motif en forme d'anneau dans la distribution de leur lumière, et un tiers supplémentaire semble avoir des anneaux brisés ou partiels constitués de bras en spirale (pseudo-anneaux).  Ces anneaux sont le plus souvent associés à des barres ou à d’autres perturbations courantes non axi-symétriques (telles que des formes en ovale) et les données photométriques montrent que la plupart de ces anneaux sont des sites actifs de formations d'étoiles. Dans certaines galaxies, l’anneau est même le seul endroit où des formations récentes d'étoiles sont observables et  certains anneaux sont d’ailleurs les sites de sursauts de formations d’étoiles les plus "spectaculaires" connus des galaxies en interaction "non violente". Bien qu'une petite fraction des anneaux observés puisse être due à des collisions et/ou à des fusions de galaxies ou bien à de l'accrétion de gaz intergalactique, la vaste majorité des anneaux sont probablement de simples phénomènes de résonance, provoqués par l'action d'une barre rotative ou d'une autre perturbation non axi-symétrique sur les mouvements des nuages de gaz dans le disque, conséquences naturelles de la dynamique des galaxies barrées (ils sont d’ailleurs plus faciles à modéliser que les barres et les ovales qui les ont sans doute créés). Je laisse d’ailleurs à votre réflexion l’existence de problèmes intéressants tels que l'absence d'anneaux dans certaines galaxies barrées ou l'existence simultanée de différents types d'anneaux avec des échelles de temps très différentes dans la même galaxie.

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Description

Mais nous reviendrons dans le futur sur les anneaux et nous allons nous focaliser sur la barre de NGC 1291, ou pour être plus précis, sur « ses » barres, car comme notre « première » cible NGC 1365, NGC 1291 présente en réalité deux barres…


En 1975, de Vaucouleurs décrivait une « rareté » au centre de NGC 1291 : pour la première fois, il était détecté une barre interne qui suivait ce motif « lentille-barre-noyau » qui caractérise les barres externes (ou « principales ». Toutefois, comme nous l’avons vu avec NGC 1365 les barres dans les barres sont en fait loin d’être une bizarrerie, deux publications de 2004 et 2015 suggérant même que ∼30% de toutes les galaxies barrées hébergent une barre interne (Erwin 2004, 2011 ; Buta et al. 2015). Cela dit, l'importance des barres internes ne se limite pas à leur forte incidence : elles sont considérées comme un mécanisme efficace de transport du gaz vers les régions centrales de la galaxie, alimentant les noyaux galactiques actifs et affectant la formation de nouvelles structures stellaires. Or peu d’images d’amateurs s’arrêtent sur ces barres. Dans le cas de notre galaxie, il s’agit de la portion centrale de la barre qui a presque l’air saturée.

Cela étant, 40 ans après la description de de Vaucouleurs, on sait toujours peu de choses sur l'origine des barres internes.

Les scénarios actuels conduisant à la formation d'une barre stellaire interne comprennent :

  • un afflux de gaz à travers la barre externe induisant la formation d'une barre gazeuse interne qui forme ensuite des étoiles ;

  • ou un afflux de gaz à travers la barre externe, créant un disque stellaire interne qui devient d’abord dynamiquement froid puis qui forme une barre stellaire interne. Ce dernier scénario a également été élaboré dans des simulations sans dissipation, où un disque interne stellaire dynamiquement froid est imposé au début de la simulation.

Outre leur origine différente, la différence la plus frappante entre ces deux classes de modèles est le devenir de la barre interne : dans le premier type de modèles, les barres sont de courte durée et se dissipent après quelques rotations de galaxies alors que dans les modèles du second type les barres s’avèrent aussi avoir une vie courte mais en raison de l'effet destructeur de la concentration de masse centrale (cf. là encore NGC 1365 ), bien que dans les simulations plus récentes de ces modèles, les barres internes puissent perdurer dans le temps (Wozniak, 2015).


Concernant les barres, on a vu dans l’introduction de NGC 1365 qu’elles présentaient, en fonction de leurs familles d’orbites, des formes en « boite » ou en « cacahuète ».


L’apparition de structures « en boite » ou « en cacahuète » au sein des barres traduit une étape cruciale de leur développement, qui correspond à une phase où elles bouclent, autrement dit, le moment où la région centrale de la barre se développe dans le sens vertical. Cette phase se produit généralement après que la barre se soit complètement formée et dure environ 1 à 2 milliards d’années ou au final, la région centrale présentera alors une structure en boîte / en cacahuète aussi appelée Box / Peanut Structure (B/P), pouvant aller jusqu’à une forme en « X » comme le montre l’image ci-dessous de NGC 128 :

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Un peu de science

Les catalogues d’étoiles tels VISTA puis GAIA ont d’ailleurs permis de montrer que la région centrale de notre propre galaxie présentait cette forme de cacahuète au sein d'une barre très allongée, cet aspect étant caractéristique des galaxies barrées qui se sont développées à partir d'un disque d'étoiles pur.


Si les structures B / P sont facilement reconnaissables au sein des galaxies vues sur la tranche, avec leur forme caractéristique qui se détache du plan du disque, la détection des structures B / P dans les galaxies à faible inclinaison est une tâche beaucoup plus difficile en raison des effets de projection.


Une méthode élégante consiste à démontrer la détection de doubles minimas symétriques du moment Gauss – Hermite du quatrième ordre (h4) de la distribution de vitesse en ligne de visée (LOSVD) le long du grand axe de la barre. Si si. Je vais revenir en détail sur ce point mais ce qu’il faut comprendre, c’est que c’est par cette méthode que les auteurs ont mis en évidence pour la première fois une structure B / P au sein d’une barre interne d'une galaxie à double barre vue de face (car des structures B/P doubles avaient déjà été observées dans des galaxies vues sur la tranche, cf. Ciambur & Graham 2016)


Un schéma valant mille explications, voici de quoi il retourne dans le cadre de NGC 1291 (figure 1 dans le cadre ci-dessous)


Sur cette image, on voit à gauche NGC 1291 imagée à 3.6 µm par S4G (Spitzer Survey of Stellar Structures in Galaxies) et le champ de l’image sur laquelle s’appuie l’équipe, obtenue grâce à au spectroscope MUSE. Le carré bleu est un champ de 1 arcmin x 1 arcmin.  A droite, l’image du dessus est un zoom dans l’image, et celle du bas, une image de contours photométriques afin de mieux mettre en évidence les structures de la barre interne.

On comprend déjà mieux que la première limite à ce genre d’étude est la résolution spatiale.


Sur la seconde image (figure 2 du cadre ci-dessous), on peut voir en haut, les cartes cinématiques stellaires et en bas les profils radiaux avec, de gauche à droite, les vélocités, les dispersions de vélocités et les moments h3, et h4 (Le moment d'ordre 3 permet le calcul du coefficient d'asymétrie et celui d'ordre 4 permet le calcul du coefficient d'aplatissement). Les profils radiaux du bas sont extraits de pseudo-fentes de 2 arcsecs dessinées sur les cartes du haut à la fois sur l’axe principal de la barre interne et sur l’axe principal de la galaxie. Les positions des minimas des moments du 4ème ordre h4 sont montrés par les lignes en pointillés en bas à droite. Le Nord est en haut et l’Est à gauche.


La faisabilité de la mise en évidence par « diagnostic cinématique » des bulbes en forme de cacahuète dans les galaxies vues (presque) de face avait été démontrée par Debattista et al. en 2005. Ce diagnostic se fonde sur le fait que les « bulbes en cacahuète » sont associés à une distribution de densité plane dans le sens vertical ; or la signature cinématique correspondant à une telle distribution est un minimum dans le moment de Gauss-Hermite du quatrième ordre (h4). Je vous laisse lire la publication de Debattista et al. de 2005 référencées ci-dessous pour toute information complémentaire. Mais les auteurs avaient pointé du doigt les difficultés technologiques pour arriver à ce genre de résultat, et il a fallu effectivement toute la puissance d’ALMA pour y parvenir.


En termes scientifiques, la présence d'une structure B / P dans la barre interne de NGC 1291 impose des contraintes clés sur l'origine et l'évolution des galaxies à double barre.


En langage courant, cela veut dire que la mise en évidence de cette structure en cacahuète au sein d’une barre interne montre que, indépendamment qu’elles soient internes ou externes, la formation des barres est marquée par la même dynamique, avec un développement dans le sens vertical (qui correspond à ce moment où elles  « bouclent »).

La première « contrainte » est que si les barres internes développent des structures verticales telles que les structures B / P, c’est donc qu'elles « souffrent » d'instabilités verticales exactement comme les barres externes au sein desquelles ces structures B/P ont été largement étudiées. La découverte d’une forme en cacahuète à travers les données observationnelles et dynamiques de la barre interne de NGC 1291 est donc extrêmement important car cela indique que les barres internes « «imitent » l'évolution des barres externes et qu’elles présentent donc une - et probablement plusieurs - phases de boucle. Mais, comme le rappelle les auteurs, ceci est à confirmer par des simulations numériques. Deuxièmement, la présence d'une structure B / P introduit une contrainte de synchronisation sur la formation de la barre interne. Bien que dans les simulations, les échelles de temps de formation des barres et des structures B / P dépendent des caractéristiques spécifiques des simulations numériques telles que la fraction de gaz, la forme du halo et la dominance du bulbe, la chronologie globale inclue d’abord la formation de la barre elle-même (∼1 milliard d’années) puis la formation consécutive de la structure B / P due à la première phase de boucle (∼1 milliard d’années). En supposant que les échelles de temps évolutives des barres interne et externe soient similaires, la barre interne de NGC 1291 présenterait donc un âge d'au moins ∼2 milliards d’années, ce qui est plus long que la durée de vie attendue pour les barres internes dans bon nombre de simulations. De nouvelles simulations de galaxies à double barre montrant la formation de la structure B / P sont donc nécessaires pour mieux comprendre leur évolution dans le temps. Un argument « indépendant » en faveur de la durabilité des barres internes est l'âge des populations stellaires présentes dans les parties centrales de NGC 1291, qui s'avère être de l’ordre de 6 à 7 milliards d’années.

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Mais comme vous avez pu le voir sur les images ci-dessus, il y a deux petits objets particulièrement intéressants dans ce champ ! et il est temps d’aborder cet article de l’Astrophysical Journal paru au mois de mars 2020, rédigé par une équipe coréenne (Byun et al.). 


Sans surprise, intitulé KMTNet Nearby Galaxy Survey II. Searching for Dwarf Galaxies in Deep and Wide-field Images of the NGC 1291 System, il s’intéresse à la détection des galaxies satellites naines de NGC 1291. Piquant ma curiosité au vif (comme je suis sûr la vôtre), cet article m’a tout de suite amené à me demander s’il était possible (pour un amateur) d’aller titiller les galaxies naines satellites d’une galaxie hôte, elle-même située à 29,4 millions d’années-lumière. Mais pourquoi diable aller débusquer des galaxies satellites naines à cette distance, si ce n’est pour la "beauté du geste", me direz-vous ?


En réalité, sur un plan scientifique, la recherche des galaxies naines satellites correspond à la nécessité de contraindre le modèle ΛCDM (voir annexe) aux petites échelles. En effet, s’il prédit avec succès l’apparition et l’évolution des structures à grande échelle de l'Univers, le modèle ΛCDM est souvent mis en échec à des échelles beaucoup plus petites et l’un des problèmes les plus emblématiques de ce paradigme est justement ce "problème des satellites manquants", pour lequel les prédictions donnent plus de galaxies satellites pour une galaxie hôte donnée que ce qui est réellement observé, y compris au niveau du recensement des galaxies satellites naines dans le Groupe local. Il est donc intéressant de vérifier ce qui se passe à plus grande distance.


Il existe bien sûr de nombreuses pistes pour tenter d’expliquer ce déficit. Et avant même que les cosmologistes ne se lancent dans des simulations cosmologiques avec une résolution spatiale élevée et une physique baryonique améliorée, la première hypothèse envisagée a été tout simplement la (forte) probabilité d'observations incomplètes. En effet, les galaxies naines satellites s’inscrivent dans la classe des objets à faible luminosité de surface (Low Surface Brightness), avec une luminosité présentant une valeur inférieure à moins de 1% de celle du ciel nocturne, et sont donc difficiles à détecter. Les premières galaxies de type LSB n’ont d’ailleurs été décrites que dans les années 80 (Sandage et Binggeli, 1984). A fortiori, la détection de galaxies naines de type LSB, de toute petite taille, est encore plus délicate malgré les contributions considérables des études extensives de l'ensemble du ciel réalisées par le Sloan Digital Sky Survey, ou, plus récemment, le couplage de nouvelles stratégies d'observation et de techniques d'analyse et de détection automatisées des données des relevés de surveillance d'imagerie profonde.


Plusieurs scénarios ont émergé en parallèle de "la piste observationnelle", le premier suggérant que des perturbations de marées de la galaxie hôte sur les galaxies satellites réduiraient le nombre de galaxies naines observables. D’autres scénarios tentent "d'atténuer" le problème, en considérant des mécanismes physiques qui diminueraient voire supprimeraient la formation d'étoiles dans les galaxies naines, tels que des flux provoqués par des supernovas qui chasseraient le gaz galactique. Dans l'ensemble de ces scénarios, toutefois, ces processus devraient laisser des résidus (tels que des bulles, des courants ou des queues de marée) dont on s'attend à ce qu'ils aient une faible luminosité de surface. A cet égard, les études en imagerie profonde telles que celle menée par cette équipe coréenne sont d’autant plus importantes, en tant que sondes de l'évolution de ces galaxies satellites naines.


La seconde question qui vient à l’esprit consiste alors à se demander pourquoi ne pas utiliser les données du SDSS ? Voire même tout simplement ouvrir Aladin ? Tout simplement pour la même raison qu’évoquée juste auparavant : ces galaxies n’apparaissent pas sur les clichés SDSS et il faut toute la puissance d’un télescope terrestre dédié au champ profond pour avoir une chance de faire apparaître ces galaxies de type LSB.


A cette fin, nous avons donc deux "setups". Du côté des professionnels, l’équipe de Buyn, composée de 14 astronomes coréens, a utilisé le Korea Microlensing Telescope Network ou KMNT. Il s’agit de trois télescopes identiques de 1,6 m séparés physiquement et répartis sur trois continents (sur le site de l'Observatoire interaméricain Cerro Tololo (CTIO), de l'Observatoire astronomique sud-africain et de l'observatoire de Siding Spring). Chaque télescope utilise une caméra CCD à grand champ (2° × 2°) et un échantillonnage de l'ordre de 0,4". Les données ont été recueillies le 12 novembre 2015 avec un seeing moyen de l'ordre de 1,1" d'arc. Un total de 85 images en bande B et 48 en bande R ont été utilisées avec des temps d'exposition totaux de 2,8 et 1,6 h respectivement. Après calibration et intégration les auteurs ont obtenu deux mosaïques avec un champ de de 12 deg2 centré sur NGC 1291 dans les bandes B et R.


Du côté des amateurs, nous avons la team AstroChile (Jean-Brice Gayet et Jean-Philippe Cazard) avec un PlaneWave CDK 12,5 (soit un diamètre de 300 mm) et une caméra QHY 600 utilisée en binning 2x2 (donnant un échantillonnage d'environ  0,6’’/pixel) installés au Chili sur le site d’Obstech et piloté en remote. Cette équipe a imagé NGC 1291 avec des poses de 300 s en L, R, V et B, pour un total de 15h de pose (voir figure 1).


Deux équipes, deux points communs : le premier, géographique, est le Cerro Tololo, situé à un peu plus de 30 km à vol d’oiseau d’Obstech (mais à 123 km en voiture pour 3h23 de route selon google maps). Le second, romantique, est un amour du ciel profond.

Haut les cœurs !


Où l'on voit que la science, c'est parfois encore assez rudimentaire...


L’équipe de Buyn s’est tout d’abord attachée à dénombrer les galaxies naines de NGC 1291 sur l’image de champ profond obtenue avec le KMNT. Cela peut paraître trivial, mais lorsqu’on ne dispose d’aucune donnée de distance, toutes ces petites galaxies qui tapissent le fond du ciel et qui font notre ravissement sur nos photos deviennent tout à coup autant d’écueils.


On pourrait penser que la seule connaissance du z (i.e. le décalage spectral des galaxies) suffirait à authentifier les candidates potentielles, mais les auteurs balaient la problématique en précisant que les distances des objets qu’ils identifient comme naines satellites ne sont pas disponibles. Et effectivement, une interrogation de la base de données SIMBAD ou l’utilisation d’Aladdin montrent par exemple que NGC 1291 DW3 est notée comme "Possible Galaxy" et que son z n’est pas connu.


Dès lors, quatre des astronomes (W. Byun, Y.-K. Sheen, H. S. Park et M. Kim) ont effectué une inspection visuelle indépendante de l’image en bande R à la recherche des galaxies naines faibles. Les candidates devaient remplir les conditions suivantes :

  • avoir une apparence similaire dans les images en filtre (ou bande) B et R,

  • présenter une gradation lisse de la luminosité de surface à leur périphérie pour les distinguer des galaxies massives du fond,

  • ne pas être située à proximité d'étoiles brillantes qui pourraient interférer avec une identification précise.

Chaque objet découvert a ensuite été classé indépendamment en grade "A / B / C", où "A" est attribué à des candidats potentiels forts avec une faible luminosité de surface et une lumière étendue, "B" est attribué à des candidats ambigus avec une très faible luminosité de surface, qui peuvent facilement être confondus avec des artefacts (bruit, diaphonie, etc.), et "C" est attribué à des candidats moins prometteurs avec des caractéristiques compactes.


Cette première inspection révèle un total de 35 objets potentiels, mais l'équipe de Buyn a estimé que cette liste de choix pourrait avoir été biaisée par la subjectivité humaine et par conséquent, ils n'ont gardé que les objets détectés par deux auteurs au moins (indépendamment de leur grade) puis ils ont converti les grades "A / B / C" en scores 25 / 15 / 5, avant que finalement seuls les objets avec des scores cumulatifs supérieurs à 65 soient désignés comme candidats de galaxies naines. Pour les candidats ambigus, plusieurs auteurs ont examiné conjointement et attentivement les images avant de rendre une décision finale. Ce processus a abouti à la suppression de la liste des objets du fond probables et des éléments de marée. Au total, 15 galaxies naines candidates ont été identifiées et dont l'emplacement est indiqué sur la figure 3 ci-contre. Seules quatre de ces candidates (N1291-DW6 / DW7 / DW8 / DW14) avaient précédemment été détectées (Morshidi-Esslinger et al. 1999 ; Paturel et al. 2003). Après confrontation de leur méthode de détection avec des simulations (les auteurs ont créé des modèles de galaxie hôte avec leurs galaxies satellites numériques "de synthèse" et devaient les retrouver), cette méthode a confirmé qu'elle permettait d'obtenir un taux d'exhaustivité de détection supérieur à 70%.


Il faut reconnaître que jusqu’ici, ça n’a rien de bien sorcier. Nous nous sommes donc essayés à l'exercice sur notre propre image (voir image de droite dans le premier cadre), et avons pu aisément reconnaître les deux galaxies naines satellites référencées DW3 et DW6 dans l'étude. Pour ceux d’entre vous qui seraient intéressés par la comparaison avec leurs propres photos / données de NGC 1291, la figure 3 dans le cadre ci-dessus montre les galaxies naines satellites candidates de NGC 1291 et la figure 4 donne leur liste et leurs coordonnées.


Il est intéressant de constater que la plupart des candidates naines se trouvent du côté Est de NGC 1291 et sont réparties du Nord au Sud. De fait, des répartitions similaires à celle-ci, d’allure asymétrique, ont déjà été signalées dans d'autres études. Or si les satellites sont distribués de manière isotrope autour de leur galaxie hôte, il ne devrait y avoir aucune dépendance à une direction spécifique. Les auteurs ont donc effectué un ajustement total des moindres carrés en utilisant les naines candidates à la recherche d’éventuelles "clefs de répartition" planes.  Comme le montre la figure 5, l'échantillon a été divisé en deux sous-échantillons en tenant compte de l'incertitude du rayon viriel de NGC 1291, avec une première distance projetée de 300 kpc (cercles vides) et une seconde distance projetée de 250 kpc (cercles semi-remplis).


Lors de l'utilisation de l'ensemble de données, les naines candidates semblent s'aligner avec une grande dispersion du nord-ouest au sud-ouest (lignes pointillées). Alors que si les seules 11 candidates les plus proches sont utilisées, il semble y avoir un alignement plus étroit le long de la direction Nord-Sud (lignes avec tirets).


Comme le font remarquer les auteurs, ces analyses peuvent être affectées par un effet de projection (malgré l’impression de voir la galaxie hôte de face), de sorte que d'autres observations spectroscopiques sont nécessaires pour confirmer la planarité de la répartition des galaxies satellites.


Les figures 6 et 7 montrent les profils de luminosité de surface et de couleur (à gauche), un crop de l’image en bande R (au milieu) et le résidu après ajustement isophotal (à droite) des galaxies naines candidates DW3 et DW6. L'absence de résidus démontre l'excellente concordance entre les modèles Sérsic et les profils de luminosité. Les lignes pleines bleues dans les panneaux de gauche représentent une fonction Sérsic unique. Les lignes pointillées bleues verticales indiquent les rayons effectifs (rayon à l'intérieur duquel la moitié de la luminosité totale du système est émise). Les lignes pointillées bleues horizontales  indiquent les couleurs moyennes pondérées. La barre d'échelle verte dans les images croppées correspond à 30 ″ d’arc.


Où l’on introduit la notion de profil Sérsic, une description mathématique de la luminosité des galaxies


Mais quid de cette "fonction Sérsic unique" évoquée ci-dessus pour décrire les courbes bleues sur les deux dernières images ?


Le profil Sérsic (ou modèle Sérsic ou loi de Sérsic) est une fonction mathématique qui décrit la façon dont l'intensité lumineuse d'une galaxie varie avec la distance à son centre. Comme on va le voir ci-dessous, il s’agit d’une généralisation de la "loi" de Vaucouleurs formulée en 1948. Son auteur, José Luis Sérsic, a publié sa loi en 1963.

Un profil Sérsic a la forme suivante : voir figure 8.


où Io est l'intensité à R = 0. Le paramètre n, appelé "indice Sérsic", contrôle le degré de courbure du profil. Plus la valeur de n est grande, moins le profil est concentré au centre et plus la pente logarithmique est faible (raide) aux petites (grandes) distances par rapport au centre de la galaxie (voir figure 9).


La plupart des profils photométriques des galaxies sont ajustés par des profils Sérsic avec des indices dans la gamme 1/2 < n <10. La valeur de meilleur ajustement de n est en corrélation avec la taille et la luminosité des galaxies, de sorte que les galaxies plus grandes et plus brillantes ont tendance à être ajustées avec un n plus grand.


Prenons par exemple l’indice n = 4. Il donne le profil ou modèle de Vaucouleurs (ou loi de Vaucouleurs) évoqué ci-dessus, qui n’est donc qu’un cas particulier du modèle de Sérsic (avec un indice Sersic de n = 4) (figure 10)


Ce modèle est nommé d'après Gérard de Vaucouleurs qui l'a formulé pour la première fois en 1948. Bien qu'il s'agisse d'un modèle empirique plutôt que d'une loi physique, il était si ancré dans l'astronomie du 20ème siècle qu'il a été appelé "loi". Ce profil donne une excellente approximation du comportement de l'intensité lumineuse des galaxies elliptiques ordinaires en fonction de la distance à leur centre, dont on a un exemple typique avec M 87 (voir figure 11).


En prenant l’indice n = 1, on simplifie le second membre de l’égalité et obtient un profil exponentiel "pur" avec un indice négatif, ce qui est une bonne approximation des disques de galaxies spirales et des galaxies elliptiques naines. Un exemple typique de galaxie répondant à cette distribution d’intensité lumineuse est M 33 (voir figure 11).


Ainsi, on peut considérer l'indice Sérsic d’une galaxie comme une approximation de sa "concentration" et on conçoit que les indices Sérsic soient aussi corrélés avec la masse des trous noirs supermassifs au centre des galaxies ou que les profils Sérsic puissent être utilisés pour décrire les halos de matière noire (où l'indice Sérsic est corrélé avec la masse du halo).  Un exemple concret d'application pratique de l’utilisation de l'indice Sérsic des galaxies consiste à déterminer le type Hubble des galaxies distantes par des processus automatisés lors des relevés systématiques du ciel.


Or tout l’intérêt de la détermination du profil Sérsic dans cette étude réside bien ici : en l’absence de données sur le décalage spectral des galaxies authentifiées par les auteurs comme naines satellites potentielles (i. e. dont le z n’est pas connu), être capable de déterminer le type de galaxie permet de confirmer "l’impression visuelle" d'avoir une gradation lisse de la luminosité de surface. Dans le cas des galaxies de l’étude, les courbes montrent bien qu’elles présentent toutes un profil de brillance de surface qui se modélise avec une fonction Sérsic unique évoquant celui de galaxies naines satellites (et non pas des elliptiques ou des spirales barrées, par exemple).


Pour information, l’équipe précise que les propriétés structurales et photométriques des satellites naines de NGC 1291 sont similaires à celles des galaxies naines ordinaires, avec une luminosité de surface centrale d'environ 22,5 à 26,5 mag.arcsec-2 et un rayon effectif de 0,2 à 1 kpc. En supposant qu'elles sont situées à 9,08 Mpc, leurs magnitudes absolues sont de l’ordre de -14,5 à -10.


Au final, chaque fois que vous captez des images en champ profond et large de galaxies relativement proches, je vous conseille tout simplement de chercher à l’œil nu des galaxies naines périphériques : elles sont généralement observables sous la forme de taches laiteuses sans noyau. A l’aide d’outils comme Prism, faites une coupe photométrique de ces galaxies : si vous obtenez une fonction Sérsic unique de forme superposable à celles de la figure 7, c’est que vous avez probablement authentifié un nouvel objet à faible brillance de surface !



Annexe 1 :


En cosmologie, le modèle ΛCDM (en anglais Lambda - Cold Dark Matter, cad modèle "lambda - matière noire froide") désigne un modèle cosmologique. Il est souvent appelé modèle standard du Big Bang, car c'est le modèle le plus simple qui rende compte des propriétés du cosmos :


- l'existence et la structure du fond diffus cosmologique  ;

- la structure à grande échelle de l'Univers observable et la distribution des galaxies ;

- l'abondance des éléments légers (hydrogène, hélium et lithium) ;

- l'accélération de l'expansion de l'Univers.


Il est paramétré par une constante cosmologique notée par la lettre grecque Λ associée à la matière noire froide.


Ce modèle suppose que la théorie de la relativité générale décrit correctement la gravité à l'échelle cosmologique.  Ce modèle représente un univers homogène et isotrope, dont la courbure spatiale est nulle, et qui contient de la matière noire et de l’énergie sombre en plus de la matière ordinaire. La lettre grecque Λ est usuellement le symbole de la constante cosmologique, qui est la forme la plus simple d'énergie sombre.


La motivation de ce type de modèle provient de la combinaison de plusieurs observations qui contraignent certains paramètres cosmologiques :


- la détection indirecte de matière noire, par son influence gravitationnelle au sein des galaxies et des amas de galaxies ;

- l’estimation de la densité de cette matière noire, qui est inférieure à la densité critique de l'Univers ;

- les contraintes sur la courbure spatiale de l’Univers qui indiquent que la densité totale de l'Univers est très proche de la densité critique ;

- l’observation de l’accélération de l'expansion de l'Univers par l'étude de la distance de luminosité des supernovas de type Ia, qui implique l’existence d’énergie sombre ;

- la combinaison de ces contraintes rend nécessaire la présence de matière sombre, ainsi que l’adjonction d’une autre forme de matière, l’énergie sombre, ayant un effet répulsif sur l’expansion de l’Univers.


(Source : wikipedia)

Sources :

KMTNet Nearby Galaxy Survey II. Searching for Dwarf Galaxies in Deep and Wide-field Images of the NGC 1291 System. The Astrophysical Journal, 891:18 (13pp), 2020 March 1. Byun W., Sheen Y.-K., Ho L. C., Lee J. H., Kim S. C., Jeong K., Park G.-G., Seon K.-I., Lee Y., Cha S.-M. & Kim, M. (2020). 


Double-barred galaxies I. A catalog of barred galaxies with stellar secondary bars and inner disks. P. Erwin. A&A 415, 941–957 (2004). 


Galactic Rings. R. Buta and F. Combes. Fund. Cosmic Physics, 1996. Vol. 17, pp. 95-281.


An automated search for nearby low-surface-brightness galaxies — I. The catalogue. Z. Morshidi-Esslinger, J. I. Davies, R. M. Smith. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 304, Issue 2, April 1999, Pages 297–310. 


HYPERLEDA. I. Identification and designation of galaxies. Paturel G., Petit C., Prugniel Ph., Theureau G., Rousseau J., Brouty M., Dubois P., Cambrésy L. Astronomy and Astrophysics, v.412, p.45-55 (2003). 


Recherches sur les nébuleuses extragalactiques. I – Sur la technique de l’analyse microphotométrique des nébuleuses brillantes. de Vaucouleurs G. 1948. Ann. d’Astrophys., 11, 247 


Inner bars also buckle. The MUSE TIMER view of the double-barred galaxy NGC 1291. J. Mendez-Abreu, A. de Lorenzo-Caceres, D. A. Gadotti, F. Fragkoudi, G. van de Ven , J. Falcon-Barroso, R. Leaman, I. Perez, M. Querejeta, P. Sanchez-Blazquez & M. Seidel.MNRAS 482, L118–L122 (2019)


Double-barred galaxies I. A catalog of barred galaxies with stellar secondary bars and inner disks. Peter Erwin. A&A 415, 941–957 (2004)


A classical morphological analysis of galaxies in the spitzer survey of stellar structure in galaxies (S4G). R. J. Buta, K. Sheth, E. Athanassoula, A. Bosma, J. H. Knapen, E. Laurikainen, H. Salo, D. Elmegreen, L. C. Ho, D. Zaritsky, H. Courtois, J. L. Hinz, J.-C.Muñoz-Mateos, T. Kim, M. W. Regan, D. A. Gadotti, A. Gil de Paz, J. Laine, K. Menéndez-Delmestre, S. Comerón, S. Erroz Ferrer, . Seibert, T. Mizusawa, B. Holwerda and B. F. Madore. The Astrophysical Journal Supplement Series, 217:32 (46pp), 2015 April


The Kinematic Signature of Face-on Peanut-shaped Bulges. V. P. Debattista, C. M. Carollo, L. Mayer & B. Moore. The Astrophysical Journal, Volume 628, Number 2


Full stellar kinematical profiles of central parts of nearby galaxies. A. Vudragovic, S. Samurovi c, and M. Jovanovic. A&A. 593, A40 (2016)


Quantifying the (X/peanut)-shaped structure in edge-on disc galaxies: length, strength, and nested peanuts. B. C. Ciambur & A. W. Graham. MNRAS 459, 1276–1292 (2016)

Date  de création : 

Date  de modification :

15 03 2021

04 04 2021

Jean-Brice Gayet

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