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

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

Interactions entre Galaxies Formation Post-Master Dynamique des Galaxies Françoise COMBES.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Interactions entre Galaxies Formation Post-Master Dynamique des Galaxies Françoise COMBES."— Transcription de la présentation:

1 Interactions entre Galaxies Formation Post-Master Dynamique des Galaxies Françoise COMBES

2 2 NGC 2207 and IC 2163– Hubble image

3 3 Arp 188

4 4 Arp 295 Contours en blanc: Gaz HI 21cm

5 5 Nature de l'interaction Beaucoup de propositions, et notamment interactions magnétiques (tube de force) En 1972, Toomre & Toomre: simulations à 3 corps restreint (après Pfleiderer and Siedentopf, qq années auparavant) Interactions purement gravitationnelles Bisymétrie m=2 Similarité avec les barres Génération de deux bras spiraux La self-gravité et son amplification permet aux parties internes de développer des ondes de densité contrastées

6 6 Comparaison des potentiels des barres et des interactions de marée Différentes forces à grande distance du centre, où la barre est faible Les interactions sont, elles, dominantes aux bords μ est le rapport de masse entre les deux galaxies

7 7 Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

8 8 Interactions entre galaxies Phénomènes de marée très fréquents Formation de ponts de matière entre les galaxies Burst de formation d'étoiles

9 9 Messier 51 couleur DSS 2 Mass NIR Radio, VLA Keel website

10 10 Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard's website

11 11

12 12 Les Antennes HST formation de SSC (Super Star Clusters) Les Antennes, HI Hibbard et al 2001 Contours obtenus au VLA +BVR colors

13 13 Les Souris

14 14

15 15

16 16 Simulations numériques (Dubinski et al 1996) La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration

17 17 Ensemble de fusions de galaxies (Hibbard's website)

18 18 Galaxies en anneau Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriques cf Lynds & Toomre 76

19 19 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..)

20 20 Plusieurs anneaux se forment successivement, avant l'enroulement dans l'espace des phases Formation des ondes annulaires

21 21

22 22

23 23 Spitzer PAH (8 ) anneaux décentrés

24 24 Simulation numérique N-body + sticky 10 6 particules 350pc résolution évolution pendant 1Gyr barre+spiral Puis collision210 Myr Rapport de masse1/13 Anneau central 30deg inclinaison

25 25 Splash de gaz interstellaire Messier 81, Messier 82, NGC 3077HI

26 26 Reconstitution de l interaction Rapport de masse faible, de lordre de qq % Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local Les Nuages avancent devant Contraintes sur la masse de la Voie Lactée V ~200 km/s

27 27 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 SMC Le gaz doit avoir été aspiré du Petit Nuage, selon les simulations Putman et al 98

28 28 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 Aussi, effet fontaine après formation de supernovae.. Wakker et al 99

29 29 Interaction avec Andromède La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la Voie Lactée, n est qu à 700 kpc Elle se dirige vers nous à 300km/s Sur la base de sa vitesse radiale, le temps d approche est de 2 Gyr Mais sa vitesse tangentielle est inconnue Bientôt des mouvements propres avec le satellite GAIA

30 30 Simulations de la rencontre avec M31

31 31 Formation des anneaux polaires soit par fusion de galaxies avec J perpendiculaires Ou par accretion de gas dans les parties externes cf LMC/MW Forme à 3D de la matière noire?

32 32 Formation des Anneaux Polaires Par collision? Bekki 97, 98 Par accretion? Schweizer et al 83 Reshetnikov et al 97

33 33 Formation des PRG par collision Bournaud & Combes 2002

34 34 Scénario du merging: inclinaison de lanneau Linclinaison dépend de Mais même si <55 impossible de produire des PR plus inclinés que 24 degrés Les anneaux sont stables, t=8 Gyrs Edge-on 10degrés

35 35 Plusieurs anneaux avant enroulement dans lespace des phases Formation des ondes annulaires Dissipation à la formation de lanneau

36 36 Formation des PRG par accrétion

37 37 Scénario de laccrétion

38 38 Scénario de laccrétion Capable de former des PR inclinés NGC 660 Gas+stars Gas only NGC 660 contient du gaz Probablement instable par précession Même si self-gravitant Pas dans le scénario du merging

39 39 NGC4650: un cas daccrétion Pas de halo stellaire détecté autour de la galaxie Comme dans le scénario du merging PR= M o HI et M o étoiles

40 40 Les anneaux polaires et la matière noire Les simulations montrent que la matière noire ne se concentre pas Et ne saplatit pas (au contraire) inférieur a E4 Le cas de NGC 4650A: Halo sphérique (Whitmore et al 87) MN aplatie selon léquateur (Sackett & Sparke 90, Sackett et al 94) MN aplatie le long du pole (Combes & Arnaboldi 96) Relation de Tully-Fisher pour les PRG: (Iodice et al 2002) La largeur HI mesure la dynamique des PR Alors que la luminosité R ou NIR mesure la galaxie hôte

41 41 Tully-Fisher pour les PRGs TF in I bandIodice et al 2002 AM UGC4261

42 42 TF en K pour les PRGs et simulations 15%peak Ex Simulations Cercles: sans masse triangles: massif

43 43 Les PR ne sont pas circulaires Les deux composants sont vus edge-on (effet de sélection) Le V observé des PR est le plus petit, quand la MN est aplatie selon léquateur Plus il y a de MN, plus le PR est excentrique

44 44 Tully-Fisher pour les SO "Mass" TF ou "baryonic" Incluant le gaz HI Simulations montrent des PR excentriques

45 45 TF de la galaxie hôte vs Anneau Polaire Spiral galaxies hosts PRs

46 46 Polar rings from cosmic gas accretion Brook et al 2008 After 1.5 Gyr, interaction between the two disks destroys the PRG Velocity curve about the same in both equatorial and polar planes

47 47 Warps et oscillations en z Z(r,θ,t)=zo/2 [cos((Ω-ν z )t-θ) +cos((Ω+ν z )t-θ)] Z(r,θ,t)=zo cos(Ωt-θ) cosν z t

48 48 Décomposition en deux ondes progressives, de fréquence Ω p = Ω + ν z et Ω - ν z, cette dernière rétrograde Ne peut exister qu'au delà de la résonance (théorie des ondes de densité) La self-gravité, là aussi, va aider à égaliser les taux de précession Pourtant, les paquets d'onde vont se propager vers le bord de la galaxie, et s'amortir, car l'amplitude devient de plus en plus grande Pas de réflexion possible, et d'amplification de cavité (comme le SWING, WASER..) Autres mécanismes, comme intéraction entre galaxies, ou bien accrétion continue de gaz externe, avec un moment angulaire différent

49 49 Fusion entre galaxies Friction dynamique: une masse M dans une mer d'étoiles Formule de Chandrasekhar (43) dv/dt = -v 16π 2 /3(lnΛ)G 2 mM f(0) ρ = m f(0)

50 50 Approximations de la formule de Chandrasekhar Force locale, non globale Force à distance? Self-gravité? Déformation du compagnon? Seules les simulations donnent le bon ordre de grandeur

51 51 Critéres pour la fusion Deux galaxies sphériques: dépend de leur énergie E = v 2 /2 de leur moment L = bv Pour deux systèmes non liés, il existe une vitesse v max (E max ) au delà de laquelle la fusion ne se produira pas Pour les galaxies spirales phénomènes de résonance la fusion en est facilitée L

52 52 Formation des Elliptiques par fusion Fusion de spirales de masse comparable ("major mergers") mais aussi beaucoup de masses plus petites ("minor mergers") Obstacles: le nombre des amas globulaires, la densité dans l'espace des phases au centre des E-gal NGC 7252 (Schweizer, 82, Hibbard 99)

53 53 Hibbard's website HI 21cm Formation de naines de marées (tidal dwarfs)

54 54 Braine et al 2000, 01

55 55

56 56 Coquilles autour de galaxies elliptiques Phénomène très fréquent, technique du "unsharp masking" Malin & Carter 1983 NGC 3923: 25 shells jusqu'à 200kpc du centre Alignement perpendiculairement au grand axe, pour les galaxies alongées S'enroulent aléatoirement pour les galaxies rondes en projection

57 57 Mécanisme de "phase wrapping" Enroulement de phase (Quinn 1984, Dupraz & Combes 1986) Forme à 3D des galaxies elliptiques? Matière noire?

58 58 Dupraz & Combes 1986

59 59 Gaz dans les coquilles? Jaune: star shells Blanc: HI Bleu: Radio jets Rouge CO obs Charmandaris, Combes, van der Hulst 2000

60 60

61 61 Hierarchical scenario

62 62 Formation d'étoiles dans les fusions E0 Sa Sbc Sd Transfert du gaz vers le centre Par les barres dans les interactions Projet GALMER Di Matteo et al 07 Tree-SPH part SF+ feedback

63 63 Le flux de gaz produit des starbursts Orbites retrograde plus de starbursts

64 64 Orbite directe gSa gSa 100kpc dir ret IN OUT Sens des flux de gaz

65 65 Formation des Contre-rotation Rencontre entre spirale et elliptique Orbite retrograde Forces de marée Importantes aux bords Le centre non affecté Garde son orientation

66 66 Elliptical + spirale Avec ou sans gaz, Mécanisme fficace

67 67 Echange de moment angulaire Solid r < 2kpc Dash 2< r <5kpc Dot-dash 510kpc

68 68 Conclusions Interaction entre galaxies: formation de bras spiraux, d'anneaux, de warps, d'anneaux polaires.. Formation d'étoiles, starbursts Formation des galaxies par fusion: scénario hiérarchique Formation de "super star clusters" qui deviendront des amas globulaires Histoire de la formation d'étoiles: pic vers z=2, lorsque les amas se virialisent, et les galaxies fusionnent en grand nombre

69 69 Histoire de la formation d'étoiles Bouwens et al 2009


Télécharger ppt "Interactions entre Galaxies Formation Post-Master Dynamique des Galaxies Françoise COMBES."

Présentations similaires


Annonces Google