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Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 5: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 5: 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)Contexte: Amoncellement hiérarchique (Hierarchical Clustering) Évolution via environnement (Dressler 1980)Évolution via environnement (Dressler 1980) Mécanismes environnementaux:Mécanismes environnementaux: –Interactions gravitationnelles (mergers) –Ram pressure (IGM) –Gauchissements (warps)

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Hierarchical Clustering 1.CMB fluctuations = seeds of galaxy formation 2.Halos sombres = IMF 3.Gaz primordial collapse dans les DMHs + SF+GCs 4.SF dans les disques = spirales 5.Mergers: 2 disques = Ell 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 rProportion E+S0 et de Sp+Irr varient en fonction de r 2 mécanismes suggérés: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) (a) - contraction (collapse) (b) – violent relaxation (b) – violent relaxation (c) – post-virialization equilibrium (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 concentré 35%45%20%4.0 Moyennement concentré 15%55%30%2.3 Peu concentré 15%35%50%1.0 Dans le champ 15%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 & naines)

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 ; ) Univers est en expansion (t ; ) Les collisions entre galaxies ont dues être plus fréquentes dans le passé (voir HDF) 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 grav. Holmberg (1941) avec des ampoules pour simuler le potentiel gravitationnel Premières simulations dinteractions grav. 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 ) 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 massPremières simulations: galaxie principale: 12 à 36 particules ! interaction avec un point mass Near miss, opposite spinsNear miss, opposite spins Disque devient lopsided 1 -> 8Disque devient lopsided 1 -> 8 Toomre 1972

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interaction gravitationnelle début: formation dun pont (bridge)début: formation dun pont (bridge) Après approche minimal: formation de queues (tails) de maréeAprès approche minimal: formation de queues (tails) de marée Galaxie perd sa structure originaleGalaxie perd sa structure originale Toomre 1972

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 ): 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 Ex: M CD ~ 500 x m – tidal disruption R=10r Force de Marée: F ~ GMmr/R 3 -> diminue rapidement 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: 1.Partie centrale stabilisée elliptique (pcq temps dynamique court) 2.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 ) Joshua Barnes, Univ. of Hawaii homepage

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 concentrique 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

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

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

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

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

43 Faculté des arts et des sciences Département de physique Polar rings

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

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

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

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

48 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure

49 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure

50 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure

51 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure

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

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

54 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping Abell 1367 – ChandraAbell 1367 – Chandra Bleu: X-rayBleu: X-ray Rouge: old starsRouge: old stars Vert: young starsVert: young stars Collision avec IGM provoque SFCollision avec IGM provoque SF

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

56 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping

57 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping

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

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

60 Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) MW

61 Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) 3 origines possibles pour les warps: A.Interaction gravitationnelle B.Accrétion (W 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


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