Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 3: Cinématique, dynamique et distribution de masse des galaxies.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 3: Cinématique, dynamique et distribution de masse des galaxies spirales & naines

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

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

4 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 daxes Lavantage de ce modèle est que V(r) dépend seulement de (a < r) parce que le potentiel à lintérieur de la coquille est constant

5 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

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

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

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

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

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

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

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

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

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI

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

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Courbes de rotation HI

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèles de masse Sanders et al. 1991 Blais-Ouellette et al. 2001

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

44 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): M(r) = (2.3265 x 10 5 ).r.V 2 (r) M sun (1) Si on différencie (1) (2) local = (1.85 x 10 5 )[V 2 /r 2 + 2.(V/r)(dV/dr)] M sun /pc 3 (2) Si V =cste dV/dr =0 M(r) r (r) r 2