Dynamique des galaxies Confrontation aux Observations Eric Emsellem CRA Lyon

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

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

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

Les différents traceurs: Le gaz 90% H, 10% He Formes neutre, moléculaire, ionisé Masse Nuage Densité T Orion HI 5 109 0.1 – 10 100 - 1000 103 - 104 10 000 1 – 5 109 105 - 106 103 - 105 10 5 107 40 HII H2 Poussière Msol Msol cm-3 (K)

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

Le gaz HI - Cartographie

Le gaz HI - Cartographie

Le gaz HI Profils de vitesse Sofue et al.

Le gaz HI Diagramme Position - Vitesse

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

Le gaz ionisé: Ha Spectre dans le visible

Le gaz ionisé: Ha Comparaison HI / Ha

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

Les étoiles Raies en absorption Déconvolution: galaxie Raies en absorption étoile triplet du Calcium Déconvolution: G = S*  LOSVD  G = S*  LOSVD LOSVD : Line Of Sight Velocity Distribution l [ang] LOSVD V [km/s]

Populations différentes Les étoiles Problèmes de populations (template mismatching) Populations différentes = Dynamique différente Déconvolution: G = Si ai Si*  LOSVDi  G = Si ai Si*  LOSVDi

Spectroscopie d’ouverture Vitesse, Dispersion de vitesse …

Spectroscopie longue-fente Profils cinématiques

Spectroscopie intégrale de champ On obtient un spectre à chaque position

Spectroscopie intégrale de champ Dispersion Vitesse Flux

II – Historique Quelques Faits marquants

II- Historique Quelques faits marquants L’observation du HI – Tully Fisher Fornax / Abel 1367

II- Historique Quelques faits marquants L’observation du HI – La matière noire

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

II- Historique Quelques faits marquants Les masers H2O NGC 4258 Miyoshi et al. 1995

II- Historique Quelques faits marquants Les masers H2O Vitesses: ±1000 km/s Trou noir: 4.1 107 Msol NGC 4258 Miyoshi et al. 1995

II- Historique Quelques faits marquants Le centre galactique

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

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

II- Historique Quelques faits marquants Traceurs…

III – Techniques de modélisation

III – Techniques de modélisation Ondes de densité Anneaux représentant un gauchissement

III – Techniques de modélisation Ondes de densité: spirales

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

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

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

III – Techniques de modélisation Modèles de Jeans – Cas sphérique Correction de l’aplatissement  Masse du trou noir: 2.0 109 Msol Kormendy et al. 1996

Modèles photométriques: examples NGC3379 NGC4473 NGC4621

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

III – Techniques de modélisation Cas axisymétrique: Hunter & Qian

III – Techniques de modélisation Modèles HQ NGC 3115 – S0

III – Techniques de modélisation Modèles HQ – le trou noir central Masse du trou noir: 6.5 108 Msol NGC 3115 – S0

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

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

III – Techniques de modélisation Méthode de Schwarzschild Brillance de surface Cinématique Densité de surface M/L Densité spatiale Potentiel Matière Noire 2 de l’ajustement NNLS Librairie d’Orbites Superposition optimale d’orbites Observables pour chaque orbite

Conditions initiales des orbites: L’Energie 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

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

Conditions initiales des orbites: la troisième intégrale Cretton et al. 1999 Troisième intégrale I3 Paramétrisée avec un angle initial atan(zzvc/Rzvc) sur la ZVC, du minimum I3 (=0, orbit planaire) au maximum I3 (orbit tube fine) à ces valeurs de E et de Lz Conditions initiales:

Intégration de l’Orbite Intégrer nE x nLz x nI3 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 …..

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

Résoudre le problème matriciel Problème type moindres-carrés: Trouver les poids orbitaux, vecteur j>0, qui donne la superposition i j Oij la plus proche de Dj NNLS ou toute autre méthode de moindres carrés La qualité de l’ajustement est donnée par:

Constraindre MTR et le M/L Calculer une librairie d’orbites pour des valeurs différentes de MTR et du M/L Résoudre le problème matriciel pour chaque modèle (NNLS) Tracer les contours de c2 Mbh M/L 3s

La galaxie compacte M32 (E3)

La galaxie compacte M32 (E3) Petit compagnon – inactif – de la grande galaxie d’Andromède (M31) Plusieurs travaux suggère la présence d’une masse centrale noire Etude la plus poussée: Modèle de Schwarzschild axisymétrique utilisant des données longue-fente (sol) et la spectro d’ouverture HST/FOS (van der Marel et al. 1997, 1998) Résultats: (M/L)V=2.0 ± 0.3 MTR=(3.4 ± 0.7)x106 Mo 55o < i < 90o Des données STIS/HST (longue-fente) viennent d’être publiées par Joseph et al. (2001)

M32: Modélisation dynamique avec les données SAURON STIS V  h3 h4 V  h3 h4 Nouvelles données: Cartes SAURON dans les 9”x11” centrales (de Zeeuw et al. 2001) Données STIS le long du grand axe (Joseph et al. 2001)

M32: Paramètres du meilleur ajustement Contraintes fortes sur M/L, MBH, i MBH en accord avec van der Marel et al. 1998 Niveau 3 (Verolme, Cappellari et al. 2002)

M32: Importance de la spectro 2D Niveau 3 SAURON + STIS 4 fentes + STIS Paramètres du modèle et dynamique interne fortement contraintes

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

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

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

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

Modèles N corps: Exemples Interactions Vollmer et al.

Modèles N corps: Exemples Interactions Hibbard & Barnes

Modèles N corps: Exemples Interactions Hibbard & Barnes

Modèles N corps: Exemples Interactions Hibbard & Barnes

Modèles N corps: Exemples Fusions de deux galaxies elliptiques

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

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

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

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

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

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

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

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

Un mode m=1 képlerien? Pattern speed Vue de face « observé » Major-axis Minor-axis BH: 7 107 Msol Disk: 20-40% de la masse totale Pattern speed: 3 km/s/pc (fréquence orbitale: 250 km/s/pc) Temps de vie: > 3000 rotations ~ 4 108 ans coupes

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

IV – Perspectives et Conclusions

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

Galaxies 'Axisymétriques' Cinématique alignée avec le grand axe Rotation ‘normale’

Galaxies 'Triaxiales' Non alignement des axes photométriques et cinématiques

Galaxies à dynamique complexe

La photométrie est-elle un bon indicateur?

Coeurs cinématiquement découplés

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