La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 7: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 7: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux."— Transcription de la présentation:

1 Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 7: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation et Évolution des galaxies Contexte: Amoncellement hiérarchique (Hierarchical Clustering) Évolution via environnement (Dressler 1980) Mécanismes environnementaux: –Interactions gravitationnelles (mergers) –Ram pressure (IGM) –Gauchissements (warps)

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Hierarchical Clustering Abraham & van den Berg 2000, Science, 5533, 1273

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classical vs Hierarchical Ellis et al. 2000

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de lenvironnement Proportion E+S0 et de Sp+Irr varient en fonction de 2 mécanismes suggérés: –Mergers: Sp+Sp ->E –Ram Pressure du IGM: Sp -> S0 (Dressler 1980, ApJ, 236, 351)

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de lenvironnement (Dressler 1980)

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de lenvironnement (a) - contraction (collapse) (b) – violent relaxation (c) – post-virialization equilibrium

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de lenvironnement Dressler 1980)

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de lenvironnement

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de lenvironnement Proportion des différents types morphologiques (E, S0, S+Irr) directement relié à la densité (galaxies/Mpc 3 )

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution des galaxies en amas ConcentrationES0S(E+S0)/S Très concentré35%45%20%4.0 Moyennement concentré 15%55%30%2.3 Peu concentré15%35%50%1.0 Dans le champ15%25%60%0.7

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution des galaxies en amas Phénomène de ségrégation: Phénomène de ségrégation: 1.E & S0 au centre 2.S en périphérie Collisions entre galaxies: Collisions entre galaxies: (S + S -> E) Cannibalisme galactique: Cannibalisme galactique: (E géante [cD] bouffe les S & dwarf)

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions entre galaxies Distances entre les * sont très grandes: 20 x 10 6 x diam. Distances entre les * sont très grandes: 20 x 10 6 x diam. Distances entre 2 galaxies: x diam. Distances entre 2 galaxies: x diam. Les collisions entre galaxies sont donc beaucoup plus fréquentes quentre les étoiles Les collisions entre galaxies sont donc beaucoup plus fréquentes quentre les étoiles

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions entre galaxies Univers est en expansion (t ; ) Les collisions entre galaxies ont dues être plus fréquentes dans le passé (voir HDF)

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions entre galaxies Lorsque 2 galaxies entrent en collision, cest surtout le milieu interstellaire (gaz) qui réagit violemment sursaut de formation d* couleurs bleues

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interactions HST formation détoiles

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution des galaxies en amas Lorsque 2 disques entrent en collision mouvements de rotation transformés en mouvement au hasard (dispersion des vitesses) disques elliptiques (plate) (sphérique) (plate) (sphérique)

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution des galaxies en amas Phénomène de ram pressure : Spirale se fait arracher sa composante gazeuse par le milieu intergalactique S -> S0

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interaction gravitationnelle Premières simulations dinteractions gravit. Holmberg (1941) avec des ampoules pour simuler le potentiel gravitationnel Peut calculer la force gravit. En chaque point en mesurant lintensité (lumière comme la gravité diminue comme r -2 ) Holmberg 1941

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interaction gravitationnelle Premières simulations: galaxie principale: 12 à 36 particules ! – interaction avec un point mass Near miss, opposite spins Disque devient lopsided 1 -> 8 Toomre 1972

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interaction gravitationnelle début: formation dun pont (bridge) Après approche minimal: formation de queues (tails) de marée Galaxie perd sa structure originale

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interaction gravitationnelle Le tidal stripping (matériel arraché à M par le passage proche dune autre galaxie m) se produit lorsque la limite de Roche (comme pour les systèmes détoiles binaires) est atteint (F m > F M ): R = (2M/m) 1/3 r Ex: M CD ~ 500 x m – tidal disruption R=10r Force de Marée: F ~ GMmr/R 3 -> diminue rapidement

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (NGC 7252) Collisions de 2 disques: Collisions de 2 disques: Partie centrale stabilisée Partie centrale stabiliséeelliptique (pcq temps dynamique court) Partie extérieure perturbée Partie extérieure perturbée chaos + formation détoiles (pcq temps dynamique long)

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (NGC 7252)

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique HI 21cm Formation de naines de marées (tidal dwarfs)

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (NGC )

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique Hibbard Toomre & Toomre1972 Collisions (NGC )

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique Simulations numériques (Dubinski et al 1996) La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration Collisions (NGC )

29 Faculté des arts et des sciences Département de physique Messier 51 couleur DSS 2Mass NIR Radio, VLA Keel website

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (M 51) Toomre 1972

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Cartwheel Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées

32 Faculté des arts et des sciences Département de physique Cartwheel Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriques HI

33 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mergers (optique)

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mergers (radio – HI)

35 Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius

36 Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius

38 Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius Stars streams

39 Faculté des arts et des sciences Département de physique Magellanic Stream & HVC Putman

40 Faculté des arts et des sciences Département de physique Gaz intergalactique HI M81 M82 NGC 3077

41 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation des anneaux polaires Soit par fusion de galaxies avec J perpendiculaires Ou par accrétion de gaz dans les parties externes cf LMC/MW Forme 3D de la matière noire? (séminaire)

42 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mergers vs z Simulation de la formation dune galaxie avec plusieurs collisions z = 20 z = 0 Majorité des mergers 0.2 < z < 0.8 Avant: pas assez de galaxies Après: diminue à cause de lexpansion Steinmetz

43 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collision galaxies riches en gaz Collision de galaxies riches en gaz Halo peu important

44 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions damas ICMICM + galaxies Composante de DM important collision plus sticky

45 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Virgo - HI Virgo - H Cayatte et al. 1990Chemin et al. 2005

46 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure vs winds

47 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping Simulation dune galaxie passant au centre de Virgo IGM chaud: 10 7 k IGM faible densité: ~10 -4 cm-3 IGM mass: Msol Vollmer web

48 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping (HoII)

49 Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) En HI, les warps sont la règle et non lexception

50 Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) En optique, les warps sont lexception et non la règle

51 Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) 3 origines possibles pour les warps: A.Interaction gravitationnelle B.Accrétion ( diff) C.Halo triaxial (explique différence entre warp optique et warp HI – DM domine pour grand r Le warp de la MW peut être induit par A (MC), par B (HVC) et par C


Télécharger ppt "Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 7: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux."

Présentations similaires


Annonces Google