(Institut d’Astrophysique de Paris) DES GALAXIES COURS 3 Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris)

Plan du cours Cinématique des galaxies Historique Principales techniques d’observation des galaxies Morphologie des galaxies Distances des galaxies Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire Cinématique des galaxies Galaxies en interaction ; simulations numériques Les galaxies à noyau actif Groupes et amas de galaxies Distribution des galaxies dans l’Univers Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

ET EN PLUS ELLES TOURNENT ! MESURE DE LA ROTATION D’UNE GALAXIE

Les courbes de rotation du gaz et des étoiles Gaz : raies d’émission en lumière visible ou émission à 21cm de l’hydrogène neutre HI (dans le domaine radio) Etoiles : raies d’absorption dans le visible Les propriétés cinématiques du gaz et des étoiles ne sont pas toujours identiques

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

Courbes de rotation en HI et profils HI associés

Le gaz ionisé : Hα Champ de vitesse Khoruzhii et al.

Des champs de vitesse de galaxies à z=2! (VLT/SINFONI, Förster-Schreiber et al. 2011, The Messenger 145, 39)

Etoiles : raies d’absorption dans le visible : exemple du triplet du calcium Galaxie Etoile

Courbe de rotation de NGC 2712 et modèle Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

Las Campanas WHT (Canaries) IC 184 Courbes de rotation du gaz (noir, vert), des étoiles (bleu) et modèle (rouge) Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

Interprétation d’une courbe de rotation et modèle simple Equation : v(R)=v0 + 2/π vc arctan(R) R=(r-r0)/rt v0 = vitesse du centre de rotation vc = vitesse asymptotique r0 = position du centre de la galaxie rt = rayon à la transition entre partie croissante et partie plate de la courbe de rotation

vc rt

Exemples de contre-rotation dans les régions centrales NGC 6860 Márquez, Durret et al. 2003, A&A 416, 475

QUELQUES COURBES DE ROTATION Casertano & van Gorkom (1991) AJ 101,1231

Les disques des galaxies spirales sont aplatis parce que les spirales tournent sur elles-mêmes à grande vitesse (plusieurs centaines de kilomètres par seconde) Les propriétés cinématiques des galaxies spirales peuvent être modifiées par des interactions avec d’autres galaxies, et/ou par la présence d’une forte concentration de matière en leur centre (cas des galaxies à noyau actif)

Il est beaucoup plus difficile de détecter la rotation des galaxies elliptiques (pas de raies d’émission, car pas de gaz, et rotation très lente) On peut par exemple mesurer les vitesses des nébuleuses planétaires pour mesurer la rotation des galaxies elliptiques (cf. Centaurus A, Lokas 2007)

La courbe de rotation des galaxies spirales ne décroît pas à grande distance du noyau présence d’un halo de matière noire On ne peut pas voir directement la matière noire, mais elle a des effets gravitationnels visibles sur les propriétés cinématiques Probablement halos massifs de grande taille autour des galaxies (les raies d’absorption dans le spectre de certains quasars, dues aux halos des galaxies intervenantes, voir page suivante, sont dus a de la matière « ordinaire » mais trop peu dense pour être vue autrement qu’en absorption, il y a donc aussi de la matière baryonique « invisible »)

Modèles de masses

La méthode de Schwarzschild Brillance de surface Cinématique Densité de surface M/L Densité spatiale Potentiel Matière noire 2 de l’ajustement Librairie d’Orbites Superposition optimale d’orbites Observables pour chaque orbite

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

LES MASSES DES GALAXIES Type Masse (M0) Elliptiques naines 106 Petites spirales 1010 Voie Lactée 1.5 1011 Grandes spirales 3 1011 Elliptiques géantes 1013 1M0 = 2 1030 kg = masse du Soleil Cette masse est principalement sous la forme d’étoiles (+ halo de matière noire)

Plan du cours Galaxies en interaction ; simulations numériques Historique Principales techniques d’observation des galaxies Morphologie des galaxies Distances des galaxies Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire Cinématique des galaxies Galaxies en interaction ; simulations numériques Les galaxies à noyau actif Groupes et amas de galaxies Distribution des galaxies dans l’Univers Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

Les galaxies en interaction On observe que les galaxies peuvent se regrouper par paires, petits groupes (quelques unités), grands groupes (quelques dizaines) et amas (jusqu’à plusieurs centaines). Dans certains cas, il peut y avoir fusion de deux ou plusieurs galaxies; ainsi il existe souvent au centre des amas de galaxies une galaxie « géante » qui a probablement accrété un certain nombre de galaxies environnantes. Notre Galaxie fait partie du « Groupe Local »

LE SYSTÈME EN COLLISION NGC 2207 / IC 2163

Les interactions de galaxies : généralités Les galaxies peuvent passer l’une près de l’autre sans choc Seule force mise en jeu : la gravitation Très grand nombre de formes observées Les énergies mises en jeu sont énormes : Mgal  1012 Mo = 2 x 1042 kg  E ~ 1053 J V relative = 300 km/s Il n’y a presque aucune véritable collision (choc de deux étoiles) Section efficace du soleil  1017 m2 Densité d’étoiles près du soleil  10-32 m -2  Probabilité de collision de deux étoiles  10-15 Échelle de temps  300 x 106 ans  simulations numériques Les galaxies sont un milieu sans collisions Et pourtant le nombre de particules est très grand N ~1011 (paradoxe)

SIMULATIONS NUMÉRIQUES : PRINCIPE Paramètres orbitaux : Rapport des masses des deux galaxies : M2 / M1 Vitesse relative à la distance minimum : V Paramètre d’impact (distance minimum) : b Angle d’attaque Sens de rotation des deux galaxies Paramètres de structure : Masses des composantes : bulbe, disque, halo et parfois barre Évolution temporelle Problème : beaucoup trop de possibilités ! Avantage : on étudie PASSE et FUTUR

Toomre (1978) Décroissance du paramètre d’impact b ↓ ↓ temps

SIMULATIONS À N CORPS Vues de Face Vues de Profil

On définit S = Intensité de l’interaction agissant sur la galaxie primaire de masse M1 (la plus massive des deux galaxies) S proportionnelle à G M2 / b V vc G = constante de la gravitation M2 = masse compagnon b = paramètre d’impact V = vitesse relative à l’impact vc = vitesse de rotation de la galaxie primaire (la plus massive)

LES INTERACTIONS SANS DESTRUCTION DES DEUX GALAXIES La matière est « tirée » par des forces gravitationnelles Collision de deux disques gazeux : « Éclaboussures » de gaz et/ou Chauffage du gaz par ondes de choc Selon l’inclinaison des disques, on a (ou non) des « ponts de matière » ou des « queues de marée » Transfert de masse si l’inclinaison de l’orbite < 45 et si b < 2 R Gal, sinon il y a des “ponts de matière” Conséquence des transferts de matière : gaz comprimé  formation d’étoiles Destruction totale si l’énergie mise en jeu (énergie cinétique)  énergie potentielle de liaison

LES RÉSULTATS D’INTERACTIONS Les galaxies à anneau Les coquilles autour des galaxies elliptiques Les barres (formation/destruction) Les bulbes « boîtes » ou « cacahuètes » Le gauchissement du plan des galaxies à disque Et les interactions multiples ? (plus de deux) Sans doute relativement rares, sauf à grand z Très difficiles à modéliser

LES GALAXIES À ANNEAU Rares : M2 / M1  0.1 – 1 et collision de face Onde de compression  formation d’étoiles dans l’anneau Si la symétrie n’est pas totale, nombreuses formes possibles (« Champignon Sacré » ) Si l’impact se produit plus loin du centre  spirale et étirement Si impact dans le plan du disque, « dégâts » plus grands car l’interaction dure plus longtemps  épaississement du disque Collisions « rétrogrades »  éventails (rares)

AM 1724 – 622 LE « CHAMPIGNON SACRÉ » pont de matière

Galaxies à anneau Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: ondes de densité concentriques cf. Lynds & Toomre 1976

Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre 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…)

Formation des anneaux polaires par fusion de galaxies avec moments angulaires perpendiculaires par accrétion de gaz dans les parties externes cf. Voie Lactée/ Grand Nuage de Magellan Forme à 3D de la distribution de matière noire ?

Formation des anneaux polaires Par accrétion ? Par collision ? Schweizer et al. 1983 Reshetnikov et al. 1997 Par collision ? Bekki 1997, 1998

Formation d'anneaux Formation d'un anneau à la résonance interne de Lindblad (ILR) Combes & Gerin 1985 Formation d'un anneau à la résonance externe de Lindblad (OLR) Schwarz 1981

LA GALAXIE À COQUILLES (galaxie hôte du quasar MC2-1635+119)

NGC 5907

Influence des interactions sur les barres Collision mettant en jeu une galaxie barrée  destruction de la barre

Barres nucléaires NGC 1433 NGC 1317 NGC 5850 Wozniak et al. 1995 Phénomène observé depuis longtemps, mais expliqué seulement depuis quelques années NGC 1317 NGC 5850 Wozniak et al. 1995 Contours + couleurs B-V

Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes NGC 5728 DSS +CFH Adaptive Optics NIR Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes Ici une barre nucléaire (droite, champ de 36") au sein de la barre primaire (gauche, champ de 108") La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (Combes et al. 2001)

Les barres nucléaires sont surtout visibles en IR proche, NGC 4314 Formation d'étoiles dans l'anneau entourant la barre nucléaire Les barres nucléaires sont surtout visibles en IR proche, non perturbé par l'extinction

Tol 0109 – 383 (filtre rouge) Bulbe « boîte »

Profil vertical : bulbes cacahuètes Résonance en z (Combes & Sanders 1981, Combes et al. 1990) La barre dans une direction se développe en « cacahuète » au bout de quelques Gyr. Forme de boîte dans l'autre orientation.

NGC 128 Galaxie « cacahuète » COBE, DIRBE Voie Lactée

Gauchissement du plan des galaxies à disque Bottema 1996

Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

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

Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard website

Zoom sur les Antennes

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

Exemples de fusions de galaxies (site web de Hibbard)

Eclaboussures de gaz interstellaire Messier 81, Messier 82, NGC 3077 HI Optique

Groupe Local : reconstitution de l’interaction Rapport de masse faible, de l’ordre de quelques % Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local Les Nuages de Magellan passent devant la Voie Lactée V ~200 km/s Contraintes sur la masse de la Voie Lactée

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 de Magellan (SMC) Le gaz doit avoir été aspiré du Petit Nuage, selon les simulations Putman et al. 1998

Interactions avec la Voie Lactée

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 Wakker et al. 1999

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 (2013)

Simulations de la rencontre avec M31

QUELQUES CONCLUSIONS Grande importance des collisions : Morphologie Évolution des galaxies Formation d’étoiles Processus inévitable dans la formation des grandes structures de l’Univers (Modèle Hiérarchique) Étude (simulations numériques) rendue possible par : Ordinateurs puissants Richesse des moyens observationnels (régions très peu lumineuses, finesse des détails) Et les interactions multiples ? (plus de deux) Sans doute relativement rares Très difficiles à modéliser

Une théorie alternative à la matière noire : MOND MOND = MOdified Newtonian Dynamics est la théorie développée par M. Milgrom à partir de 1983, avec quelques collaborateurs (Bekenstein, Sanders…) qui suppose qu’aux faibles accélérations (a) la gravitation newtonienne (force F) n’est plus valable F=ma μ(a/a0) avec μ(x)=x (1+x2)-1/2 x=a/a0 et a0 ~1.2 10-8 cm s -2 Cette théorie explique bien les courbes de rotation des galaxies spirales, mais pas les observations dans les amas de galaxies (théorème du viriel, estimation de la masse totale à partir de l’émission en rayons X et à partir des lentilles gravitationnelles

Simulations numériques basées sur MOND : voir thèse d’Olivier Tiret, et aussi Combes & Tiret (2009) arXiv:0908.3289 Résultats compatibles avec les observations Moins de fusions de galaxies, mais pour les fusions qui ont lieu la durée est plus longue

MOND Newton Simulations numériques basées sur MOND : en haut, les Antennes, en bas une galaxie barrée Combes & Tiret (2009) arXiv:0908.3289