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Dynamique des galaxies Confrontation aux Observations Eric Emsellem CRA Lyon.

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1 Dynamique des galaxies Confrontation aux Observations Eric Emsellem CRA Lyon

2 I – Observables II – Quelques faits marquants III – Techniques de modélisation IV – Perspectives et conclusion

3 x z y I- Observables Spectre I( x,y,z) Convolution par la PSF Projection x y x y En un point du ciel I(,x,y) Seeing I(,x,y)

4 x z y Le problème inverse Spectre I( x,y,z) Déconvolution par la PSF Déprojection x y x y En un point du ciel I(,x,y) Seeing I(,x,y)

5 Les différents traceurs: Le gaz 90% H, 10% He Formes neutre, moléculaire, ionisé – – HI HII H2H2 Poussière MasseNuageT Densité Msol (K) cm -3 Orion

6 Le gaz HI Raie de transition hyperfine à 21 cm Transition rare mais gaz abondant Pôles alignés (+haute énergie) Pôles opposés (+basse énergie)

7 Le gaz HI - Cartographie

8

9 Le gaz HI Profils de vitesse Sofue et al.

10 Le gaz HI Diagramme Position - Vitesse

11 Le gaz HI - Cinématique NGC 253 – Observations HI Koribalski et al.

12 Le gaz ionisé: H Le gaz ionisé: H Spectre dans le visible

13 Le gaz ionisé: H Le gaz ionisé: H Comparaison HI / H

14 Le gaz ionisé: H Le gaz ionisé: H Champ de vitesse Khoruzhii et al.

15 Les étoiles Raies en absorption LOSVD étoile galaxie triplet du Calcium V [km/s] [ang]

16 Les étoiles Problèmes de populations (template mismatching) Déconvolution: G = i i S i * LOSVD i GS* LOSVD G = i i S i * LOSVD i Populations différentes = Dynamique différente

17 Spectroscopie d ouverture Vitesse, Dispersion de vitesse …

18 Spectroscopie longue-fente Profils cinématiques

19 On obtient un spectre à chaque position Spectroscopie intégrale de champ

20 Flux VitesseDispersion Spectroscopie intégrale de champ

21 II – Historique Quelques Faits marquants

22 II- Historique Quelques faits marquants Lobservation du HI – Tully Fisher Fornax / Abel 1367

23 II- Historique Quelques faits marquants Lobservation du HI – La matière noire

24 II- Historique Quelques faits marquants Les galaxies elliptiques Bertola & Capaccioli 1975

25 II- Historique Quelques faits marquants Les masers H 2 O Miyoshi et al NGC 4258

26 II- Historique Quelques faits marquants Les masers H 2 O Miyoshi et al Vitesses: ±1000 km/s NGC 4258 Trou noir: Msol

27 II- Historique Quelques faits marquants Le centre galactique

28 II- Historique Quelques faits marquants Le centre galactique Image Infra-rouge

29 II- Historique Quelques faits marquants Les mouvements propres Eckart, Genzel et al.

30 II- Historique Quelques faits marquants Traceurs…

31 III – Techniques de modélisation

32 Ondes de densité Anneaux représentant un gauchissement

33 III – Techniques de modélisation Ondes de densité: spirales

34 III – Techniques de modélisation Ondes de densité: spirale M 81 (Canzian 93, données HI de Visser)

35 III – Techniques de modélisation Ondes de densité: spirale M 81 (Canzian 93, données HI de Visser)

36 III – Techniques de modélisation Vers la fonction de distribution f(X,V,t) Calculer les moments de la fonctions de distribution

37 III – Techniques de modélisation Modèles de Jeans – Cas sphérique Kormendy et al Correction de laplatissement Masse du trou noir: Msol

38 Modèles photométriques: examples NGC3379NGC4473 NGC4621

39 III – Techniques de modélisation Modèles de Jeans – Cas axisymétrique NGC 3115 – S0

40 III – Techniques de modélisation Cas axisymétrique: Hunter & Qian

41 III – Techniques de modélisation Modèles HQ NGC 3115 – S0

42 III – Techniques de modélisation Modèles HQ – le trou noir central Masse du trou noir: Msol NGC 3115 – S0

43 III – Techniques de modélisation Modèle HQ – LOSVDs et couverture 2D NGC 3115 – S0

44 III – Techniques de modélisation Programmation quadratique – Le halo noir NGC 3115 – S0

45 Brillance de surface Cinématique Densité spatialeLibrairie dOrbites Observables pour chaque orbite Densité de surface M/L Potentiel Matière Noire 2 de lajustement NNLS Superposition optimale dorbites III – Techniques de modélisation Méthode de Schwarzschild

46 Conditions initiales des orbites: LEnergie Théorème de Jeans Echantillonner les orbites à travers leurs intégrales Energie E Grille logarithmique en rayon circulaire grille en E Domaine radial suffisant pour couvrir toute la masse

47 Moment angulaire L z Grille linéaire du minimum L z (=0, orbite radiale) au maximum L z (orbite circulaire) à cette Energie Conditions initiales des orbites: Le moment angulaire

48 Troisième intégrale I 3 Paramétrisée avec un angle initial atan(z zvc /R zvc ) sur la ZVC, du minimum I 3 (=0, orbit planaire) au maximum I 3 (orbit tube fine) à ces valeurs de E et de L z Conditions initiales: Cretton et al Conditions initiales des orbites: la troisième intégrale

49 Intégration de lOrbite Intégrer n E x n Lz x n I3 orbites et enregistrer sur: Grille polaire intrinsèque: Densité (r, ), moments de vitesse Grille polaire projetée: Densité (r,) Grille cartésienne projetée: Densité (x,y), LOSVD VP(x,y,v) Enregistrer les contributions fractionnelles en une …..

50 Observables et contraintes Matrice Orbitale Vecteur contraintes Photométrique: Modèle de masse, intégré sur les cellules de la grille, normalisé par la masse totale de la galaxie Cinématique: Ouvertures avec au plus 6 moments de Gauss- Hermite

51 Résoudre le problème matriciel Problème type moindres-carrés: Trouver les poids orbitaux, vecteur j >0, qui donne la superposition i j O ij la plus proche de D j NNLS ou toute autre méthode de moindres carrés La qualité de lajustement est donnée par:

52 Constraindre M TR et le M/L MbhMbh M/L 3 Calculer une librairie dorbites pour des valeurs différentes de M TR et du M/L Résoudre le problème matriciel pour chaque modèle (NNLS) Tracer les contours de 2

53 La galaxie compacte M32 (E3)

54 Petit compagnon – inactif – de la grande galaxie dAndromède (M31) Plusieurs travaux suggère la présence dune masse centrale noire Etude la plus poussée: Modèle de Schwarzschild axisymétrique utilisant des données longue-fente (sol) et la spectro douverture HST/FOS (van der Marel et al. 1997, 1998) Résultats: – (M/L) V =2.0 ± 0.3 – M TR =(3.4 ± 0.7)x10 6 M o – 55 o < i < 90 o Des données STIS/HST (longue-fente) viennent dêtre publiées par Joseph et al. (2001)

55 M32: Modélisation dynamique avec les données SAURON Nouvelles données: – Cartes SAURON dans les 9x11 centrales (de Zeeuw et al. 2001) – Données STIS le long du grand axe (Joseph et al. 2001) V h3h3 h4h4 V h3h3 h4h4 STIS

56 M32: Paramètres du meilleur ajustement Contraintes fortes sur M/L, M BH, i M BH en accord avec van der Marel et al (Verolme, Cappellari et al. 2002) Niveau 3

57 M32: Importance de la spectro 2D SAURON + STIS4 fentes + STIS Paramètres du modèle et dynamique interne fortement contraintes Niveau 3

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

59 Résultats pour NGC 821 Vitesse (km/s) Dispersion (km/s) M / L très bien contraint La masse du trou noir non contrainte

60 Distribution dans lespace des phases pour NGC 821 Composante distincte autour de R~10 Cohérent avec le disque vu dans la photométrie Comparaison de la cinématique Ca / H implique que lage du disque est > 6 Gans Rotation faible = fusion 1:3 sans dissipation? Mc Dermid et al. 2002

61 III – Techniques de modélisation: modèles N corps + SPH Modèles non statiques Possibilité dinclure du gaz de manière autocohérente Mais Modèles génériques Possibilité dun « ajustement » dans des cas très spécifiques Difficulté de résoudre les échelles trop différentes

62 Modèles N corps: Exemples Interactions Vollmer et al.

63 Modèles N corps: Exemples Interactions Hibbard & Barnes

64 Modèles N corps: Exemples Interactions Hibbard & Barnes

65 Modèles N corps: Exemples Interactions Hibbard & Barnes

66 Modèles N corps: Exemples Fusions de deux galaxies elliptiques

67 Simulations N corps + SPH de R. Fux Barres – La Voie Lactée Modèles N corps + SPH: Exemple

68 Barres – La Voie Lactée Simulations N corps + SPH de R. Fux Modèles N corps + SPH: Exemple

69 Barres – La Voie Lactée Simulations N corps + SPH de R. Fux Modèles N corps + SPH: Exemple

70 Wozniak et al. 95, A&AS 111, 115 NGC 5850 III – Techniques de modélisation: modèles N corps + SPH Double barres

71 Barres secondaires N corps + SPH (D. Friedli) Etoiles Gaz t

72 Cinématique 2D des barres secondaires OASIS/CFHT Stars Gas NGC 2859 Modèle N corps + SPH

73 Modèles N corps + SPH Ondes de densité WFPC2 / HST TIGER / CFHT M 31 bande I V

74 Les 10 pc centraux de M 31 Kinematical axis KB99 FOC STIS Bulge subtracted kinematics V OASIS + PUEO / CFHT Kin. axis STIS arcsec STIS / HST

75 Un mode m=1 képlerien? Pattern speed Vue de face « observé » coupes Major-axisMinor-axis BH: M sol Disk: 20-40% de la masse totale Pattern speed: 3 km/s/pc (fréquence orbitale: 250 km/s/pc) Temps de vie: > 3000 rotations ~ ans

76 arcsec F814W HRCAM Zoomons sur M 31… Berman 01, A&A 371, 476 gas flow model Modèle de labsorption kpc 5 pc

77 IV – Perspectives et Conclusions

78 Quelles problèmes à résoudre? Quels instruments? Quels outils de modélisation? Une illustration…

79 Galaxies 'Axisymétriques' Cinématique alignée avec le grand axe Rotation normale

80 Galaxies 'Triaxiales' Non alignement des axes photométriques et cinématiques

81 Galaxies à dynamique complexe

82 La photométrie est-elle un bon indicateur?

83 Coeurs cinématiquement découplés

84 IV – Perspectives et Conclusions Généraliser les modèles Lier Dynamique et Chimie! La matière noire ? Morphologie / dynamique des galaxies à z > 0 ? Rôles des composantes (barres, trous noirs, modes m=1, …) Couverture multi longueurs donde Couverture multi échelle Couverture 2D


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