Histoire des Galaxies La Nuit des Etoiles 2002 Françoise Combes Observatoire de Paris

Séquence de Hubble (diapason) Séquence de masse, de concentration Fraction de gas

Evolution sur la séquence de Hubble

NGC 1232 (VLT image) SAB(rs)c NGC 2997 (VLT) SA(s)c

NGC 1365 (VLT) (R')SBb(s)b Messier 83 (VLT) NGC 5236 SAB(s)c

Formation de barres étoiles gaz

Formation d'anneaux aux résonances Temps total: 1.2 Gyr

Les galaxies comme disques d'accrétion Les galaxies sont en perpétuelle évolution Tendance à concentrer la matière (moindre énergie) La gravitation est le principal moteur Mais les mouvements de rotation empêchent la matière de se concentrer Dissipation d'énergie (gaz) pour réduire les mouvements d'agitation Formation de spirales pour évacuer la rotation

Profil vertical: cacahuètes La barre dans la direction verticale se développe toujours en "peanut" au bout de qq Gyr Forme de boîte dans l'autre orientation Résonance en z (Combes & Sanders 81 Combes et al 90)

NGC 128 Galaxie cacahuète COBE, DIRBE Voie Lactée

Orbites dans une galaxie barrée Les orbites sont soit parallèles, soit perpendiculaires à la barre Elles tournent de 90° à chaque résonance

Le nombre de tours de la spirale est relié au nombre de résonances Sanders & Huntley 1976 barre à 45° La présence de résonances ==> orbites perpendiculaires ==> chocs Athanassoula 1992 Selon la nature du gaz, la réponse change de morphologie Ondes de choc, si gaz fluide

N2442 N613 N3351 N5850

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"). Noter l'étoile en haut à gauche de la barre nucléaire, qui se retrouve dans les deux images et donne l'échelle relative. La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (d'après Combes et al. 2001). NGC 5728 DSS +CFH Adaptive Optics NIR

NGC4314 Formation d'étoiles dans l'anneau entourant la barre nucléaire Les barres nucléaires sont surtout visibles en NIR, non perturbé par l'extinction

Mk1066 NGC 3081 NGC 3982 Regan & Mulchaey 99 Barres Nucléaires

Orbits périodiques dans un potentiel barré Le gaz tend à suivre ces orbites, mais tourne graduellement de 90° à chaque résonance A) sans trou noir, leading B) avec trou noir, trailing

Destruction des barres Les barres concentrent la matière vers le centre Pourtant, dès que 5% de la masse de la galaxie est concentrée dans le noyau, la barre est détruite ==> Phénomènes d'auto-régulation Avec accrétion de gaz de l'extérieur une barre peut se reformer dans le disque à nouveau instable ==> 3 ou 4 épisodes barrées dans la vie d'une galaxie

Changement de types

Interactions entre galaxies Phénomènes de marée très fréquents Formation de ponts de matière entre les galaxies Fusion entre galaxies Formation hiérarchique des galaxies

Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

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

Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard

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

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

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

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

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

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

Simulations de la rencontre avec M31 Dubinski 2000

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

Ensemble de fusions de galaxies (Hibbard)

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

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 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?

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

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

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)

Hibbard HI 21cm Formation de naines de marées (tidal dwarfs)

Braine et al 00, 01

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

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

Dupraz & Combes 1986

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

Formation de trous noirs massifs Existence de trous noirs de quelques milliards de M sol Phénomène de Noyaux Actifs de Galaxies (NAG ou AGN) Quasars (ou quasi-stars, car objets ponctuels, très loin) 1000 fois la luminosité de la Voie Lactée Galaxies active de Seyfert, LINERS, etc.. Rendement exceptionnel de l'énergie gravitationnelle 10% Mc 2

Disques d'accrétion et Noyaux Actifs Urry & Padovani seules de rares galaxies ont des trous noirs -toutes en ont mais la période active est courte, quelques 10 millions d'années La masse du trou noir est proportionnelle à la masse du bulbe, 0.2 %

Ejection de plasma: lobes radio Cygnus A

Lobes Radio et Galaxie visible

Microquasars

GROJ1655

Trous noirs binaires Une galaxie géante aujourd'hui est le résultat de ~10 fusions durant l'âge de l'Univers Lorsque deux galaxies fusionnent, leurs trous noirs tombent au centre par friction dynamique Durée de vie du système binaire? Effet de fronde d'un troisième trou noir?

3C75, Owen et al 1985 OJ287, courbe de lumière 100 ans Roos et al 1993 Cartes VLBI du jet de oscillations dues au moouvement orbital du trou noir binaire, période 3.2 an

Galaxies hôtes de quasars

Galaxies dans l'Univers jeune Voir plus loin, c'est remonter dans le temps Aujourd'hui jusqu'à z~ 6 Galaxies plus nombreuses Formation de plus d'étoiles Noyaux plus actifs

Histoire de la formation des étoiles z=0 Gallego et al (1995) z < 1 CFRS data (Flores et al 99) empty circle Yan et al 99 z>1 Pettini et al 98, HST

Formation hiérarchique des galaxies Les galaxies étaient plus petites et plus nombreuses Selon l'environnement les galaxies évoluent à différentes vitesses

Simulations numériques Avec des fluctuations postulées au départ, gaussiennes, le régime non-linéaire peut-être suivi Surtout pour le gaz et les baryons (CDM facilement prise en compte par des modèles semi-analytiques, à la Press-Schechter)

Gauche: Phases d'activité d'un quasar: rapide croissance, au taux maximum d' Eddington, rayonnement peu efficace puis phase active de ans Droite: taux de formation des trous noirs, selon leur masse et z Haehnelt & Rees 1993

Shaver et al 1996 Densité des quasars radio (Parkes flat-spectrum) Les quasars optiques suivent la même courbe très similaire à l'histoire de la formation d'étoiles

Epilogue Les galaxies sont en pleine évolution Les disques se forment en premier, et servent à concentrer la matière, former les bulbes Les disques se renouvellent sans cesse par accrétion de gaz externe Les trous noirs massifs se forment de la même façon que les bulbes -- évolution interne par les barres/spirales, -- externe par les interactions entre galaxies l'Univers était plus actif autrefois