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Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 7: Structure spirale.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 7: Structure spirale

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale (M51)

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale (M51) OPIOMM FaNTOmM

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale (M51)

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale (M81)

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale 2 bras spiraux très réguliers que lon peut suivre sur 1 1/4 à 1 1/2 révolution autour du noyau Bras ouverts & petit bulbe -> Sc Une des galaxies les plus symétrique -> grand design Implique un processus global de formation NGC 5364

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale Membre du GL, peu ou pas de bulbe & bras brisés en étoiles et en régions HII ->Sc Pas nécessaire davoir été formé par un processus global Origine plus locale que globale M 33 – NGC 598

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale Exemple le plus dramatique de spirale barrée SBb 2 bras ~symétriques sur ~180 o Dust lanes du noyau à la fin de la barre – suggère que de la matière circule de la barre au bulbe Au début de chaque bras il y a des régions HII géantes Les bras partent au bout de la barre ce qui suggère que la barre est étroitement liée aux bras NGC 1300

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale Sb (pec): peculiar est probablement le résultat dun merger récent Ce qui apparait comme des bras spiraux ne sont peut- être que les queues dintéraction

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale M 51 – grand design NGC floculent

11 Faculté des arts et des sciences Structure spirale Département de physique

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Winding problem

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Problème dâges Bras spiraux: structures qui durent plusieurs Ga Bras spiraux: composés détoiles OB qui vivent quelques Ma Donc, bras spiraux ne peuvent être composées toujours des mêmes étoiles

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale Les grandes différences dans les formes des bras spiraux dune galaxie à lautre suggère quil y a plus dun mécanisme responsable. Trois mécanismes principaux sont proposés: 1.Les ondes de densité proposées par Lin & Chu dans les années 60s 2.Self-propagating star formation proposée par Mueller & Arnett en Interaction gravitationnelle (merger,accrétion, …)

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale (density wave) Pour les structures grand- design, Lin & Shu (1960) ont proposé un modèle où une onde avec un pattern speed p < qui compresse la ISM et induit la SF. Les étoiles jeunes sont du côté leading de londe La SF continue pendant toute la vie de la galaxie

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale (SPSS) SPSS est probablement le modèle à privilégier pour les structures floculentes Étoiles massives produisent des ondes de choc qui induisent de la SF qui à leur tour produisent des ondes de choc … Combinée à la rotation différentielle, on peut ainsi produire une structure spirale. Difficile à utiliser pour modéliser les grand-design Spatial distribution of Blue and Red Supergiants with ages less than 30 Myr in the LMC (Grebel & Grandner 1998) Gerola & Seiden 1978

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale (int. grav.) On sattend que la structure spirale induite par merger est un temps de vie plus court (comme lindiquent les simulations numériques) Les interactions gravitationnelles peuvent être aussi déclencheurs de structures spirales à plus long terme

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale Nombres de bras: Une galaxie qui est identique après une rotation de 2 a une symétrie m et a m bras spiraux dominants La majorité des spirales ont 2 bras et sont dites avoir une structure spirale m=2 Bras leading ou trailing Un bras trailing est un bras dont lextrémité pointe dans la direction opposée à la rotation et le bras leading pointe dans la direction de la rotation Dans la majorité des cas, les spirales ont des bras trailing

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Enroulement des bras Le pitch angle i dun bras à un rayon r est langle entre la tangente du bras et le cercle à r = constant Pitch angles mesurés en fonction du type morphologique pour 113 galaxies (Kennicutt 1981) On voit le critère denroulement de la classification de Hubble

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Orbites dans le plan du disque La vitesse angulaire est déterminée par le champ de force dans le plan de lorbite et est relié à la vitesse linéaire par = V/r, où V(r) est la courbe de rotation Pour une rotation rigide (sphère homogène), est constant (solid- body) Pour une orbite képlérienne (e.g. masse ponctuelle), ~ r -3/2 En général (ex.: système solaire), décroit avec le rayon, ce quon appelle la rotation différentielle Pour les courbes de rotation plates (vitesse circulaire linéaire V(r) est constante), ~ r -1

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Orbites dans le plan du disque Fréquence épicyclique: fréquence de petites oscillations radiales p/r aux orbites circulaires où Le mouvement dans une orbite plane est bien approximé par la superposition de deux mouvements: 1.Un mouvement rétrograde à la fréquence angulaire autour dune petite ellipse (épicycle). La longueur des demi-axes de lépicycle sont dans un rapport 2.Un mouvement prograde du centre de lépicycle à la fréquence angulaire sur un cercle Orbite képlérienneOrbite rigide

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Orbites dans le plan du disque Exemples: 1.Une orbite képlérienne dans le système solaire, = 1. Lorbite est fermée et elliptique. Lorbite elliptique dune planète dans le système solaire = 1

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Orbites dans le plan du disque 2.En général, le rapport est différent et lorbite nest pas fermé et forme une rosette 3.Cependant, on peut voir le mouvement dans le référentiel en rotation à une vitesse angulaire propre p et alors lorbite est fermé. Cette vitesse angulaire est choisie tel que: p – n /m

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Différents modes Pour une masse qui complète 2 oscillations radiales en faisant une orbite azimuthale complète dans le référentiel en rotation, on a des ellipses avec le centre au centre du potentiel. Un rapport: a)un rapport (2/1) donne une barre b)un rapport (2/1) + offset azimuthal r 1/2 donne m=2 c)m=3 d)m=4

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique RésonancesRésonances 1.Résonnance de Corotation: 0 = p 2.Résonnances de Lindblad: m( 0 – p ) = +/- 0 avec le signe + correspondant à la résonnance de Linblad interne (ILR) et le signe – à la résonnance de Linblad externe (OLR).

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique RésonancesRésonances Dans ces calculs, on a choisi p = 80 km s -1. Les ondes de densité se propagent entre OILR et OLR. Il y a 2 ILR, de chaque côté du pic – /2. Si la CR et une des résonance sont connues, alors la CR, les autres résonances et p sont connues. (Yuan & Kuo 1997)

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mode m = 1 Bournaud et al les seuls modèles qui semblent pouvoir expliquer les modes m = 1 sont les modèles avec accrétion ou interaction gravitationnelle Galaxies lopsided

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mode m = 1 Baldwin et al M 101 En fait, dans M101, on retrouve les modes m=1, m=2, m=3

29 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mode m = 2

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mode m = 2 Lowe et al. 1994

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mode m = 2 Hohl (1971) Gauche: disque stable selon les critères de Toomre (Q > 1) Droite: disque instable développe naturellement une barre et une structure m = 2

32 Faculté des arts et des sciences Département de physique Mode m = 2 & m = 3 M 101 On fait ressortir les symétries en: 2-bras: rotation 180 o, soustraction de limage originale, pixels négatifs mis à zéro et cette image soustraite de limage originale (milieu) 3-bras: rotation de 120 o, …(droite)

33 Faculté des arts et des sciences Département de physique Indicateurs optiques de résonance On pense, quen général, la fin des bras spiraux correspond à lOLR Donc, OLR ~ R 25

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique Indicateurs optiques de résonance NGC 5248 La corotation CR est souvent coïncidente avec linner ridge de formation détoiles

35 Faculté des arts et des sciences Département de physique Indicateurs optiques de résonance NGC 1300 Dans une spirale barrée, la corotation correspond souvent à lendroit où la ligne de poussière passe de concave à convexe (souvent correspond à lextrémité de la barre)

36 Faculté des arts et des sciences Département de physique Indicateurs optiques de résonance NGC 3351 Anneau nucléaire: ILR Fin de la barre: CR Fin des bras spiraux: OLR IRL CR ORL

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale 1.Ondes de densité (Lin & Shu 1964): La structure spirale est une onde de densité quasi-stationnaire (sauf pour p global). Londe est dabord amplifiée (swing amplification – damped sur OLR & ILR + réflexion sur CR) puis atteint un état stable Le modèle donde de densité de Lin & Shu peut expliquer la majorité des propriétés observées dans les spirales, e.g. la domination des trailing arms et du mode m = 2.

38 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale 2.Effets de marée due à une rencontre récente (Toomre & Toomre 1972; Toomre 1981): Plusieurs des plus belles spirales ont des compagnons proches (ex.: M51). Est-ce que la majorité des bras spiraux sont causés par la force de marée dune galaxie compagnon ? Toomre a montré que les modèles dinteraction (effet de marée) peuvent reproduire avec succès la majorité des features de lhypothèse de Lin & Shu. Dans le modèle de marée, la spirale est une onde de densité, mais londe est un effet transitoire et non de longue durée comme pour la théorie de Lin & Shu

39 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale Toomre & Toomre particules !

40 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale 3.Self-Propagating Star Formation (SPSS) ou Stochastic Star Formation (SSF) (Goldreich & Lynden-Bell 1965; Gerola & Seiden 1978): Pour expliquer les galaxies floculentes ou irrégulières, un modèle chaotique ou des morceaux de bras sont continuellement formés et meurent et qui statistiquement (avec laide de la rotation différentielle) forment un patron spiral. Les galaxies irrégulières sont plus fréquentes que les galaxies grand design.

41 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale 4.Structures spirales produites par des barres ou des asymétries: Plusieurs spirales ont une barre centrale ou une déformation ovale et les bras spiraux commencent habituellement à lextrémité de la barre. Ceci suggère que les barres sont dynamiquement responsables de la structure spirale dans ces cas.

42 Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure spirale 5.Structure spirale produite par des champs magnétiques: Au tout début, on a pensé que les champs magnétiques pouvaient donner la structure spirale. Mais les champs sont trop faibles (B ~ Gauss) Plutôt, les champs magnétiques suivent les bras spiraux.

43 Faculté des arts et des sciences Département de physique Théories de la structure spirale Question: y a-t-il un besoin dondes de densité quasi- stationnaires, cest-à-dire, existe-t-il des spirales régulières grand design sans barre ou compagnon ? Kormendy & Norman (1979) ont examiné 54 galaxies spirales ayant des courbes de rotation. Résultat: 25 ont des barres, 8 ont des compagnons proches, 9 nont pas de structure spirale globale bien définie, et les 12 galaxies restantes sont des candidates pour des ondes de densité quasi-stationnaire. Cependant, elles ont tendance à être irrégulières par rapport aux galaxies avec une barre ou un compagnon. De plus, 10 des 12 ont une CR solid-body donc la structure spirale peut difficilement sexpliquer par des ondes de densité.


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