Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 3 : Cinématique (elliptiques & spirales) & Distribution de masse (spirales & naines)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure des galaxies elliptiques Galaxies elliptiques sont smooth et featurelessGalaxies elliptiques sont smooth et featureless I ~ r ¼I ~ r ¼ Profil de luminosité : on peut mesurer un r e et un I e (m e )Profil de luminosité : on peut mesurer un r e et un I e (m e ) R e : grandeurR e : grandeur I e : luminositéI e : luminosité

Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure des galaxies elliptiques E brillantes sont plus grossesE brillantes ont une faible brillance de surface p/r bulbes 2 familles

Faculté des arts et des sciences Département de physique Structure des galaxies elliptiques On voit que :On voit que : Les elliptiquesLes elliptiques Les nainesLes naines Les amas globulairesLes amas globulaires sont des entités totalement différentessont des entités totalement différentes Evstigneeva et al. 2004

Faculté des arts et des sciences Département de physique Cinématique des Elliptiques Vitesses des populations d*:Vitesses des populations d*: –Rotation (V): vitesse de rotation nette des étoiles –Dispersion ( ): mouvement au hasard des étoiles Disque (e.g. MW):Disque (e.g. MW): –V=220 km/s, = 30 km/sec –V/ ~ 7 = disque froid ElliptiqueElliptique –V=10-50 km/sec, = x km/sec –v/ ~ 0-1 Graham et al. 1998

Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Faber-Jackson V/ est corrélée avec la luminosité:V/ est corrélée avec la luminosité: –Ell luminosité V/ supportés par la rotation –Ell luminosité V/ supportés par la dispersion des vitesses log v = -0.1M B +0.2

Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Faber-Jackson La relation de FJ a beaucoup de dispersion ~ 2 mags (beaucoup plus que la relation TF ~x0.1 mag)La relation de FJ a beaucoup de dispersion ~ 2 mags (beaucoup plus que la relation TF ~x0.1 mag) Indication de la présence dun 2iè paramètreIndication de la présence dun 2iè paramètre Non-barrées Barrées

Faculté des arts et des sciences Département de physique Plan fondamental 2iè paramètre: r e2iè paramètre: r e 4 paramètres à mesurer:4 paramètres à mesurer: L : luminosité L : luminosité R e : rayon effectif R e : rayon effectif : brillance de surface moyenne : brillance de surface moyenne : dispersion des vitesses : dispersion des vitesses Plot par1 vs par2 beaucoup de dispersionPlot par1 vs par2 beaucoup de dispersion

Faculté des arts et des sciences Département de physique Plan fondamental 1 par. vs une combinaison de 2 autres, la dispersion est réduite1 par. vs une combinaison de 2 autres, la dispersion est réduite 4 paramètres mais seulement 3 indépendants4 paramètres mais seulement 3 indépendants Plan fondamental ( & m e vs r e )Plan fondamental ( & m e vs r e )

Faculté des arts et des sciences Département de physique Données cinématiques

Faculté des arts et des sciences Département de physique Trou noir (BH) central

Faculté des arts et des sciences Département de physique Trou noir (BH) central

Faculté des arts et des sciences Département de physique Trou noir (BH) central Young et al. 1978

Faculté des arts et des sciences Département de physique Trou noir (BH) central

Faculté des arts et des sciences Département de physique Trou noir (BH) central Bleu : * Vert : gaz chaud Rouge : gaz froid Kormendy, web page

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques Un disque est un système en équilibre entre:Un disque est un système en équilibre entre: –Gravité (vers lintérieur) –Rotation (vers lextérieur) Un disque est supporté par la rotation en rUn disque est supporté par la rotation en r –V rot ~ 200 km/sec Un disque est supporté par la dispersion des vitesses en zUn disque est supporté par la dispersion des vitesses en z – ~ 10 km/sec Donc, V(r) permet de déduire le potentiel gravitationnel (r)Donc, V(r) permet de déduire le potentiel gravitationnel (r)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques A partir de léquation de Poisson:A partir de léquation de Poisson: Jusquau années 70s, la méthode des flattened-spheroids était utilisée. La distribution de masse était modélisée par une succession de coquilles (shells) aplaties (a), où a est laxe majeur de la coquilleJusquau années 70s, la méthode des flattened-spheroids était utilisée. La distribution de masse était modélisée par une succession de coquilles (shells) aplaties (a), où a est laxe majeur de la coquille

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques Laplatissement de la coquille est donnée par (1 – k 2 ) 1/2, k est le rapport daxesLaplatissement de la coquille est donnée par (1 – k 2 ) 1/2, k est le rapport daxes Lavantage de ce modèle est que V(r) dépend seulement de (a < r) parce que le potentiel à lintérieur de la coquille est constantLavantage de ce modèle est que V(r) dépend seulement de (a < r) parce que le potentiel à lintérieur de la coquille est constant

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques Brandt curve (Brandt 1960) n = paramètre de forme détermine où la courbe commence à être Képlérienne M tot = (3/2) 3/n V 2 max r max / G

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques Disque infiniment mince Disque infiniment mince (Freeman 1970)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques Disque exponentiel

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques Courbe solid body Courbe flat

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques (Carignan 1983) Infiniment mince c/a ~ 0.2

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dynamique des disques

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation optiques Rubin et al.1980, ApJ, 238, 471

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation optiques Kent 1986, AJ, 91, 1301 disque bulbe

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI Bosma 1981, AJ, 86, 1825

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI Bosma 1981, AJ, 86, 1825 M(r) ~ r M ~ HI

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse NGC 3109 Jobin & Carignan 1990

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI Rogstad 1974, AJ, 193, 309

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI Sicotte & Carignan 1997, AJ, 113, 1585

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI Sicotte & Carignan 1997, AJ, 113, 1585

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI Bosma 1981, AJ, 86, 1791

Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI Bosma 1981, AJ, 86, 1791 warp

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Carignan & Freeman 1985, ApJ, 294, 494

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Carignan & Freeman 1985, ApJ, 294, 494

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Carignan 1985, ApJ, 299, 59 Disque Halo NGC 3109

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Formalisme pour la halo (Kent 1986)Formalisme pour la halo (Kent 1986)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse van albada et al 1985, ApJ, 295, 305

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Kent 1987, AJ, 93, 816

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse MOND (MOdified Newtonian Dynamics)MOND (MOdified Newtonian Dynamics) Milgrom (1983) propose que la loi de la gravité doit être modifiée en présence de petites accélérationsMilgrom (1983) propose que la loi de la gravité doit être modifiée en présence de petites accélérations A grands r, v 2 = (GMa 0 ) 1/2 où a 0 = constanteA grands r, v 2 = (GMa 0 ) 1/2 où a 0 = constante Begeman et al. 1991

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Sanders et al Blais-Ouellette et al. 2001

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Carignan & Beaulieu 1989 Carignan & Freeman 1988

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Carignan & Purton 1998

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse DécroissanceKeplerienne

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse r < 8 kpc M tot = 3x10 9 M sun 90% dark matter DDO 154

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Carignan et al. 1990

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Carignan et al. 1990

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Blais-Ouellette et al. 1999

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Blais-Ouellette et al. 1999

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Blais-Ouellette et al. 1999

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de mass (cusp vs core) Blais-Ouellette et al. 2001

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de mass (cusp vs core) LSB LSB & naines De Blok & Bosma 2002 Swaters et al. 2003

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de mass (cusp vs core) De Naray et al. 2006

Faculté des arts et des sciences Département de physique Importance de données 3D (ex.: galaxies barrées) N-body + SPH simulations – GADGET code

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de masse Supposons que la masse est distribuée sphériquement, la masse intérieure à r(kpc) peut sexprimer en terme de V(r) (km/sec):Supposons que la masse est distribuée sphériquement, la masse intérieure à r(kpc) peut sexprimer en terme de V(r) (km/sec): M(r) = ( x 10 5 ).r.V 2 (r) M sun (1) M(r) = ( x 10 5 ).r.V 2 (r) M sun (1) Si on différencie (1) (2)Si on différencie (1) (2) local = (1.85 x 10 5 )[V 2 /r (V/r)(dV/dr)] M sun /pc 3 (2) local = (1.85 x 10 5 )[V 2 /r (V/r)(dV/dr)] M sun /pc 3 (2) Si V =cste dV/dr =0Si V =cste dV/dr =0 M(r) r M(r) r (r) r -2 (r) r -2

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de masse dans les galaxies spirales Vitesse maximum de rotation vs typesVitesse maximum de rotation vs types Cercles ouverts: observations optiquesCercles ouverts: observations optiques Cercles fermés: observations HICercles fermés: observations HI Masse décroit Sa ->SmMasse décroit Sa ->Sm (Brosche 1971.A&A, 13, 293)

Faculté des arts et des sciences Département de physique M/L dans les galaxies (M/L) B (r < r HO ) vs types(M/L) B (r < r HO ) vs types Sa -> Sm pop. vieille -> pop. jeuneSa -> Sm pop. vieille -> pop. jeune

Faculté des arts et des sciences Département de physique Visible vs sombre Puche & Carignan 1991

Faculté des arts et des sciences Département de physique Kormendy, web page