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1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut dAstrophysique de Paris) COURS 3.

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1 1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut dAstrophysique de Paris) COURS 3

2 2 Plan du cours Historique Principales techniques dobservation des galaxies Morphologie des galaxies Distances des galaxies Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire Cinématique des galaxies Galaxies en interaction ; simulations numériques Les galaxies à noyau actif Groupes et amas de galaxies Distribution des galaxies dans lUnivers Notions sur la formation et lévolution des galaxies

3 3 ET EN PLUS ELLES TOURNENT ! MESURE DE LA ROTATION DUNE GALAXIE

4 4 Les courbes de rotation du gaz et des étoiles Gaz : raies démission en lumière visible ou émission à 21cm de lhydrogène neutre HI (dans le domaine radio) Etoiles : raies dabsorption dans le visible Les propriétés cinématiques du gaz et des étoiles ne sont pas toujours identiques

5 5 Le gaz HI - Cinématique NGC 253 – Observations HI Koribalski et al. Image optique

6 6 Courbes de rotation en HI et profils HI associés

7 7 Champ de vitesse Khoruzhii et al. Le gaz ionisé : Hα

8 8 Des champs de vitesse de galaxies à z=2! (VLT/SINFONI, Förster-Schreiber et al. 2011, The Messenger 145, 39)

9 9 Etoiles : raies dabsorption dans le visible : exemple du triplet du calcium Galaxie Etoile

10 10 Courbe de rotation de NGC 2712 et modèle Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

11 11 IC 184 Courbes de rotation du gaz (noir, vert), des étoiles (bleu) et modèle (rouge) Las Campanas WHT (Canaries) Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

12 12 Interprétation dune courbe de rotation et modèle simple Equation : v(R)=v 0 + 2/π v c arctan(R) R=(r-r 0 )/r t v 0 = vitesse du centre de rotation v c = vitesse asymptotique r 0 = position du centre de la galaxie r t = rayon à la transition entre partie croissante et partie plate de la courbe de rotation

13 13 vcvc rtrt

14 14 Exemples de contre-rotation dans les régions centrales NGC 6860 Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

15 15 QUELQUES COURBES DE ROTATION Casertano & van Gorkom (1991) AJ 101,1231

16 16 Les disques des galaxies spirales sont aplatis parce que les spirales tournent sur elles-mêmes à grande vitesse (plusieurs centaines de kilomètres par seconde) Les propriétés cinématiques des galaxies spirales peuvent être modifiées par des interactions avec dautres galaxies, et/ou par la présence dune forte concentration de matière en leur centre (cas des galaxies à noyau actif)

17 17 Il est beaucoup plus difficile de détecter la rotation des galaxies elliptiques (pas de raies démission, car pas de gaz, et rotation très lente) On peut par exemple mesurer les vitesses des nébuleuses planétaires pour mesurer la rotation des galaxies elliptiques (cf. Centaurus A, Lokas 2007)

18 18

19 19 La courbe de rotation des galaxies spirales ne décroît pas à grande distance du noyau présence dun halo de matière noire On ne peut pas voir directement la matière noire, mais elle a des effets gravitationnels visibles sur les propriétés cinématiques Probablement halos massifs de grande taille autour des galaxies (les raies dabsorption dans le spectre de certains quasars, dues aux halos des galaxies intervenantes, voir page suivante, sont dus a de la matière « ordinaire » mais trop peu dense pour être vue autrement quen absorption, il y a donc aussi de la matière baryonique « invisible »)

20 20 Modèles de masses

21 21 Brillance de surface Cinématique Densité spatialeLibrairie dOrbites Observables pour chaque orbite Densité de surface M/L Potentiel Matière noire 2 de lajustement Superposition optimale dorbites La méthode de Schwarzschild

22 22 NGC 821: Schwarzschild Le champ de vitesses est bien reproduit par le modèle DONNEES MODELE RESIDUS Mc Dermid et al. 2002

23 23 TypeMasse (M 0 ) Elliptiques naines 10 6 Petites spirales Voie Lactée Grandes spirales Elliptiques géantes M 0 = kg = masse du Soleil Cette masse est principalement sous la forme détoiles (+ halo de matière noire) LES MASSES DES GALAXIES

24 24 Plan du cours Historique Principales techniques dobservation des galaxies Morphologie des galaxies Distances des galaxies Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire Cinématique des galaxies Galaxies en interaction ; simulations numériques Les galaxies à noyau actif Groupes et amas de galaxies Distribution des galaxies dans lUnivers Notions sur la formation et lévolution des galaxies

25 25 Les galaxies en interaction On observe que les galaxies peuvent se regrouper par paires, petits groupes (quelques unités), grands groupes (quelques dizaines) et amas (jusquà plusieurs centaines). Dans certains cas, il peut y avoir fusion de deux ou plusieurs galaxies; ainsi il existe souvent au centre des amas de galaxies une galaxie « géante » qui a probablement accrété un certain nombre de galaxies environnantes. Notre Galaxie fait partie du « Groupe Local »

26 26 LE SYSTÈME EN COLLISION NGC 2207 / IC 2163

27 27 Les galaxies peuvent passer lune près de lautre sans choc Seule force mise en jeu : la gravitation Très grand nombre de formes observées Les énergies mises en jeu sont énormes : M gal Mo = 2 x kg E ~ J V relative = 300 km/s Il ny a presque aucune véritable collision (choc de deux étoiles) Section efficace du soleil m 2 Densité détoiles près du soleil m -2 Probabilité de collision de deux étoiles Échelle de temps 300 x 10 6 ans simulations numériques Les galaxies sont un milieu sans collisions Et pourtant le nombre de particules est très grand N ~10 11 (paradoxe) Les interactions de galaxies : généralités

28 28 SIMULATIONS NUMÉRIQUES : PRINCIPE Paramètres orbitaux : Rapport des masses des deux galaxies : M 2 / M 1 Vitesse relative à la distance minimum : V Paramètre dimpact (distance minimum) : b Angle dattaque Sens de rotation des deux galaxies Paramètres de structure : Masses des composantes : bulbe, disque, halo et parfois barre Évolution temporelle Problème : beaucoup trop de possibilités ! Avantage : on étudie PASSE et FUTUR

29 29 Toomre (1978) Décroissance du paramètre dimpact b temps

30 30 SIMULATIONS À N CORPS Vues de Face Vues de Profil

31 31 On définit S = Intensité de linteraction agissant sur la galaxie primaire de masse M 1 (la plus massive des deux galaxies) S proportionnelle à G M 2 / b V v c G = constante de la gravitation M 2 = masse compagnon b = paramètre dimpact V = vitesse relative à limpact v c = vitesse de rotation de la galaxie primaire (la plus massive)

32 32 LES INTERACTIONS SANS DESTRUCTION DES DEUX GALAXIES La matière est « tirée » par des forces gravitationnelles Collision de deux disques gazeux : « Éclaboussures » de gaz et/ou Chauffage du gaz par ondes de choc Selon linclinaison des disques, on a (ou non) des « ponts de matière » ou des « queues de marée » Transfert de masse si linclinaison de lorbite < 45 et si b < 2 R Gal, sinon il y a des ponts de matière Conséquence des transferts de matière : gaz comprimé formation détoiles Destruction totale si lénergie mise en jeu (énergie cinétique) énergie potentielle de liaison

33 33 LES RÉSULTATS DINTERACTIONS Les galaxies à anneau Les coquilles autour des galaxies elliptiques Les barres (formation/destruction) Les bulbes « boîtes » ou « cacahuètes » Le gauchissement du plan des galaxies à disque Et les interactions multiples ? (plus de deux) Sans doute relativement rares, sauf à grand z Très difficiles à modéliser

34 34 LES GALAXIES À ANNEAU Rares : M 2 / M – 1 et collision de face Onde de compression formation détoiles dans lanneau Si la symétrie nest pas totale, nombreuses formes possibles (« Champignon Sacré » ) Si limpact se produit plus loin du centre spirale et étirement Si impact dans le plan du disque, « dégâts » plus grands car linteraction dure plus longtemps épaississement du disque Collisions « rétrogrades » éventails (rares)

35 35 AM 1724 – 622 LE « CHAMPIGNON SACRÉ » pont de matière

36 36 Galaxies à anneau Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: ondes de densité concentriques cf. Lynds & Toomre 1976

37 37 Horellou & Combes 1999 Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées De même, un autre phénomène: les anneaux polaires (une fois vus de face…)

38 38 Formation des anneaux polaires par fusion de galaxies avec moments angulaires perpendiculaires par accrétion de gaz dans les parties externes cf. Voie Lactée/ Grand Nuage de Magellan Forme à 3D de la distribution de matière noire ?

39 39 Formation des anneaux polaires Par collision ? Bekki 1997, 1998 Par accrétion ? Schweizer et al Reshetnikov et al. 1997

40 40 Formation d'anneaux Formation d'un anneau à la résonance interne de Lindblad (ILR) Combes & Gerin 1985 Formation d'un anneau à la résonance externe de Lindblad (OLR) Schwarz 1981

41 41 LA GALAXIE À COQUILLES (galaxie hôte du quasar MC )

42 42

43 43 NGC 5907

44 44 Collision mettant en jeu une galaxie barrée destruction de la barre Influence des interactions sur les barres

45 45 Barres nucléaires Phénomène observé depuis longtemps, mais expliqué seulement depuis quelques années NGC 1317 NGC 1433 Wozniak et al Contours + couleurs B-V NGC 5850

46 46 Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes Ici une barre nucléaire (droite, champ de 36") au sein de la barre primaire (gauche, champ de 108") La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (Combes et al. 2001) NGC 5728 DSS +CFH Adaptive Optics NIR

47 47 NGC 4314 Formation d'étoiles dans l'anneau entourant la barre nucléaire Les barres nucléaires sont surtout visibles en IR proche, non perturbé par l'extinction

48 48 Tol 0109 – 383 (filtre rouge) Bulbe « boîte »

49 49 Profil vertical : bulbes cacahuètes La barre dans une direction se développe en « cacahuète » au bout de quelques Gyr. Forme de boîte dans l'autre orientation. Résonance en z (Combes & Sanders 1981, Combes et al. 1990)

50 50 NGC 128 Galaxie « cacahuète » COBE, DIRBE Voie Lactée

51 51 Gauchissement du plan des galaxies à disque Bottema 1996

52 52 Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

53 53 HST formation de SSC (Super Star Clusters) Les Antennes Contours HI obtenus au VLA + couleurs BVR Hibbard et al. 2001

54 54 Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard website

55 55 Zoom sur les Antennes

56 56 Simulations numériques (Dubinski et al. 1996) La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration

57 57 Exemples de fusions de galaxies (site web de Hibbard)

58 58 Eclaboussures de gaz interstellaire Messier 81, Messier 82, NGC 3077 HI Optique

59 59 Groupe Local : reconstitution de linteraction Rapport de masse faible, de lordre de quelques % Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local Les Nuages de Magellan passent devant la Voie Lactée V ~200 km/s Contraintes sur la masse de la Voie Lactée

60 60 Le Courant Magellanique Détecté en hydrogène atomique HI à 21cm de longueur d onde Autant de masse de gaz dans le courant que dans le Petit Nuage de Magellan (SMC) Le gaz doit avoir été aspiré du Petit Nuage, selon les simulations Putman et al. 1998

61 61 Interactions avec la Voie Lactée

62 62 Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie Origine encore inconnue Leur masse dépend de leur distance Résidus de la formation du Groupe Local ? --> très massifs Ou juste chute des Nuages de Magellan ? Origines multiples Wakker et al. 1999

63 63 Interaction avec Andromède La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la Voie Lactée, nest quà 700 kpc Elle se dirige vers nous à 300km/s Sur la base de sa vitesse radiale, le temps dapproche est de 2 Gyr Mais sa vitesse tangentielle est inconnue Bientôt des mouvements propres avec le satellite GAIA (2013)

64 64 Simulations de la rencontre avec M31

65 65 QUELQUES CONCLUSIONS Grande importance des collisions : Morphologie Évolution des galaxies Formation détoiles Processus inévitable dans la formation des grandes structures de lUnivers (Modèle Hiérarchique) Étude (simulations numériques) rendue possible par : -Ordinateurs puissants -Richesse des moyens observationnels (régions très peu lumineuses, finesse des détails) Et les interactions multiples ? (plus de deux) Sans doute relativement rares Très difficiles à modéliser

66 66 Une théorie alternative à la matière noire : MOND MOND = MOdified Newtonian Dynamics est la théorie développée par M. Milgrom à partir de 1983, avec quelques collaborateurs (Bekenstein, Sanders…) qui suppose quaux faibles accélérations (a) la gravitation newtonienne (force F) nest plus valable F=ma μ(a/a 0 ) avec μ(x)=x (1+x 2 ) -1/2 x=a/a 0 et a 0 ~ cm s -2 Cette théorie explique bien les courbes de rotation des galaxies spirales, mais pas les observations dans les amas de galaxies (théorème du viriel, estimation de la masse totale à partir de lémission en rayons X et à partir des lentilles gravitationnelles

67 67 Simulations numériques basées sur MOND : voir thèse dOlivier Tiret, et aussi Combes & Tiret (2009) arXiv: Résultats compatibles avec les observations Moins de fusions de galaxies, mais pour les fusions qui ont lieu la durée est plus longue

68 68 Simulations numériques basées sur MOND : en haut, les Antennes, en bas une galaxie barrée Combes & Tiret (2009) arXiv: Newton MOND


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