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)