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Galaxie de type cD

sous-classe de galaxie elliptique

La galaxie de type cD[2] (également appelée galaxie de type cD ou galaxie cD[2]) est une classification morphologique des galaxies, un sous-type de galaxie elliptique géante de type D. Caractérisées par un large halo d'étoiles[2], elles se trouvent près du centre de certains amas de galaxies riches[2]. Elles sont également connues sous le nom de supergéantes elliptiques[3] ou de galaxies à dominance centrale[4].

Photographie du télescope spatial Hubble de l'amas de galaxies Abell S0740 avec la galaxie centrale-dominante ESO 325-G004[1].

Caractéristiques

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Le type cD est une classification du système de classification des galaxies de Yerkes, l'une des deux classifications de Yerkes encore couramment utilisées, avec le type D[5]. Le « c » dans « cD » indique que ces galaxies sont très grandes, d'où l'adjectif « supergéante », tandis que le « D » indique qu'elles apparaissent diffuses[6],[7]. L'abréviation « cD » est fréquemment utilisée pour désigner une « galaxie dominante centrale »[4]. Les galaxies cD sont également souvent considérées comme les plus grandes galaxies[2],[8],[9],[10].

Les galaxies cD sont similaires aux galaxies lenticulaires (S0) ou elliptiques (E#), mais beaucoup plus grandes, certaines ayant des enveloppes dépassant un million d'al de rayon[11]. Elles apparaissent comme des galaxies elliptiques, avec de grandes enveloppes à faible luminosité de surface[10] qui peuvent appartenir autant à l'amas de galaxies qu'à la galaxie cD elle-même. On pense actuellement que les galaxies cD résultent de fusions de galaxies[12]. Certaines galaxies de type cD possèdent plusieurs noyaux galactiques[13]. Les galaxies cD font partie des types fréquemment rencontrés comme galaxies les plus brillantes d'un amas[14]. De nombreuses galaxies de groupes fossiles sont similaires aux galaxies cD BCG, ce qui a conduit certains à émettre l'hypothèse que les cD résultent de la création d'un groupe fossile, puis de l'accumulation d'un nouvel amas autour de ce groupe fossile[15]. Cependant, contrairement aux groupes fossiles, les cD ne sont pas observées comme galaxies de champ[10]. Les cD représentent environ 20 % des BCG[10].

Importance

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Les galaxies massives telles que les galaxies elliptiques supergéantes sont importantes pour comprendre l'évolution de l'univers, car elles, ainsi que d'autres grandes galaxies de type précoce, représentent la moitié de la masse stellaire de l'univers, contribuent de manière significative à son enrichissement chimique et fournissent des indices sur l'histoire de la formation des étoiles de l'univers[16].

Croissance

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On pense que les galaxies cD se forment par fusion de galaxies qui spiralent vers le centre d'un amas galactique, une théorie proposée initialement par Herbert J. Rood en 1965. Ce mode de croissance « cannibale » explique le grand diamètre et la forte luminosité des cD. La deuxième galaxie la plus brillante de l'amas est généralement sous-lumineuse, car elle a été « absorbée »[17]. Les vestiges de ces galaxies absorbées apparaissent parfois sous la forme d'un halo diffus de gaz et de poussière, de courants de marée ou de noyaux excentrés non digérés au sein de la galaxie cD. L'enveloppe ou le halo peut également être constitué de la « lumière intra-amas », provenant d'étoiles arrachées à leur galaxie d'origine, et son diamètre peut atteindre 3 millions d'al[12]. On estime que la galaxie cD à elle seule contribue de 1 à 7 %, selon la masse de l'amas, à la masse totale des baryons dans un rayon virial de 12,5[18].

Amas de galaxies cD

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Les galaxies de type cD sont également utilisées pour définir des amas. Un amas de galaxies avec une cD en son centre est appelé « amas cD » ou « amas de galaxies cD » ou « amas de galaxies cD »[19].

Exemples

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Voici des exemples de galaxies de type cD:

Références

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  1. ↑ (en-US) « Hubble Illuminates Cluster of Diverse Galaxies - NASA Science », (consulté le )
  2. 1 2 3 4 5 « Surface Photometry and the Structure of Elliptical Galaxies - J. Kormendy & S. Djorgovski », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  3. ↑ « Galaxy | Encyclopedia.com », sur www.encyclopedia.com (consulté le )
  4. 1 2 C. Adami et M. Ulmer, Uncertainties on Clusters of Galaxies Distances, (DOI 10.48550/arXiv.astro-ph/0007265, lire en ligne)
  5. ↑ « 3CRR Atlas:Glossary », sur www.jb.man.ac.uk (consulté le )
  6. ↑ (en-US) « Galaxies – AfH » (consulté le )
  7. ↑ (en-US) « Types - NASA Science », (consulté le )
  8. ↑ (en) Phil Plait, « What’s the biggest galaxy in the universe? », sur Scientific American (consulté le )
  9. ↑ (en) T. H. Jarrett, M. E. Cluver, M. J. I. Brown et D. A. Dale, « The WISE extended source catalog (WXSC). I. The 100 largest galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 245, no 2,‎ , p. 25 (ISSN 0067-0049, DOI 10.3847/1538-4365/ab521a, lire en ligne, consulté le )
  10. 1 2 3 4 Marc S. Seigar, Alister W. Graham et Helmut Jerjen, « Intracluster light and the extended stellar envelopes of cD galaxies: an analytical description », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 378, no 4,‎ , p. 1575–1588 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2007.11899.x, lire en ligne, consulté le )
  11. ↑ (en) « CD galaxy | astronomy | Britannica », sur www.britannica.com, (consulté le )
  12. 1 2 « CD Galaxies | COSMOS », sur astronomy.swin.edu.au (consulté le )
  13. ↑ David Darling, « D galaxy », sur www.daviddarling.info (consulté le )
  14. ↑ (en) Sukyoung K. Yi, « Star formation in bulges from GALEX », Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 3, no S245,‎ , p. 385–390 (ISSN 1743-9221 et 1743-9213, DOI 10.1017/S174392130801819X, lire en ligne, consulté le )
  15. ↑ (en) Fraser Cain, « How Do Fossil Galaxy Clusters Form so Quickly? », sur Universe Today, (consulté le )
  16. ↑ (en) C. E. Barbosa, C. Spiniello, M. Arnaboldi et L. Coccato, « A preserved high-z compact progenitor in the heart of NGC 3311 revealed with MUSE 2D stellar population analysis », Astronomy & Astrophysics, vol. 649,‎ , A93 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202039809, lire en ligne [archive du ], consulté le )
  17. ↑ (en) « Cannibalism among the galaxies: dynamically produced evolution of cluster luminosity functions. », sur Astrophysics Data System, (consulté le )
  18. ↑ (en) A. Vikhlinin, A. Kravtsov, W. Forman, C. Jones, M. Markevitch, S. S. Murray et L. Van Speybroeck, « Chandra Sample of Nearby Relaxed Galaxy Clusters: Mass, Gas Fraction, and Mass‐Temperature Relation », The Astrophysical Journal, vol. 640, no 2,‎ , p. 691–709 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.1086/500288, lire en ligne)
  19. ↑ (en) Herbert J. Rood et Gummuluru N. Sastry, « "Tuning Fork" Classification of Rich Clusters of Galaxies », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 83,‎ , p. 313 (ISSN 0004-6280 et 1538-3873, DOI 10.1086/129128, lire en ligne)

Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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