PHY 6790: Astronomie galactique

1. Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 7: Structure spirale

2. Département de physique Structure spirale (M51)

3. Département de physique Structure spirale (M51) OPIOMM FaNTOmM

4. Département de physique Structure spirale (M51)

5. Département de physique Structure spirale (M81)

6. Département de physique Structure spirale • 2 bras spiraux très réguliers que l’on peut suivre sur 11/4 à 11/2 révolution autour du noyau • Bras ouverts & petit bulbe -> Sc • Une des galaxies les plus symétrique -> grand design • Implique un processus global de formation NGC 5364

7. Département de physique Structure spirale • Membre du GL, peu ou pas de bulbe & bras brisés en étoiles et en régions HII ->Sc • Pas nécessaire d’avoir été formé par un processus global • Origine plus locale que globale M 33 – NGC 598

8. Département de physique Structure spirale • Exemple le plus dramatique de spirale barrée SBb • 2 bras ~symétriques sur ~180o • Dust lanes du noyau à la fin de la barre – suggère que de la matière circule de la barre au bulbe • Au début de chaque bras il y a des régions HII géantes • Les bras partent au bout de la barre ce qui suggère que la barre est étroitement liée aux bras NGC 1300

9. Département de physique Structure spirale • Sb (pec): peculiar est probablement le résultat d’un merger récent • Ce qui apparait comme des bras spiraux ne sont peut-être que les queues d’intéraction

10. Département de physique Structure spirale NGC 7793 - floculent M 51 – grand design

11. Département de physique Structure spirale

12. Département de physique Winding problem

13. Département de physique Problème d’âges • Bras spiraux: structures qui durent plusieurs Ga • Bras spiraux: composés d’étoiles OB qui vivent quelques Ma • Donc, bras spiraux ne peuvent être composées toujours des mêmes étoiles

14. Département de physique Structure spirale • Les grandes différences dans les formes des bras spiraux d’une galaxie à l’autre suggère qu’il y a plus d’un mécanisme responsable. Trois mécanismes principaux sont proposés: • Les ondes de densité proposées par Lin & Chu dans les années 60s • Self-propagating star formation proposée par Mueller & Arnett en 1976 • Interaction gravitationnelle (merger,accrétion, …)

15. Département de physique Structure spirale (density wave) • Pour les structures grand-design, Lin & Shu (1960) ont proposé un modèle où une onde avec un pattern speed Wp< W qui compresse la ISM et induit la SF. • Les étoiles jeunes sont du côté leading de l’onde • La SF continue pendant toute la vie de la galaxie

16. Département de physique Structure spirale (SPSS) • SPSS est probablement le modèle à privilégier pour les structures floculentes • Étoiles massives produisent des ondes de choc qui induisent de la SF qui à leur tour produisent des ondes de choc … • Combinée à la rotation différentielle, on peut ainsi produire une structure spirale. • Difficile à utiliser pour modéliser les grand-design Spatial distribution of Blue and Red Supergiants with ages less than 30 Myr in the LMC (Grebel & Grandner 1998) Gerola & Seiden 1978

17. Département de physique Structure spirale (int. grav.) • On s’attend que la structure spirale induite par merger est un temps de vie plus court (comme l’indiquent les simulations numériques) • Les interactions gravitationnelles peuvent être aussi déclencheurs de structures spirales à plus long terme

18. Nombres de bras: Une galaxie qui est identique après une rotation de 2p a une symétrie m et a m bras spiraux dominants La majorité des spirales ont 2 bras et sont dites avoir une structure spirale m=2 Bras leading ou trailing Un bras trailing est un bras dont l’extrémité pointe dans la direction opposée à la rotation et le bras leading pointe dans la direction de la rotation Dans la majorité des cas, les spirales ont des bras trailing Département de physique Structure spirale

19. Département de physique Enroulement des bras • Le pitch angle i d’un bras à un rayon r est l’angle entre la tangente du bras et le cercle à r = constant • Pitch angles mesurés en fonction du type morphologique pour 113 galaxies (Kennicutt 1981) • On voit le critère d’enroulement de la classification de Hubble

20. Département de physique Orbites dans le plan du disque • La vitesse angulaire W est déterminée par le champ de force dans le plan de l’orbite et est relié à la vitesse linéaire par W = V/r, où V(r) est la courbe de rotation • Pour une rotation rigide (sphère homogène), W est constant (solid-body) • Pour une orbite képlérienne (e.g. masse ponctuelle), W ~ r-3/2 • En général (ex.: système solaire), W décroit avec le rayon, ce qu’on appelle la rotation différentielle • Pour les courbes de rotation plates (vitesse circulaire linéaire V(r) est constante), W ~ r-1

21. Fréquence épicyclique: fréquence de petites oscillations radiales p/r aux orbites circulaires où Le mouvement dans une orbite plane est bien approximé par la superposition de deux mouvements: Un mouvement rétrograde à la fréquence angulaire k autour d’une petite ellipse (épicycle). La longueur des demi-axes de l’épicycle sont dans un rapport k/2W Un mouvement prograde du centre de l’épicycle à la fréquence angulaire W sur un cercle Département de physique Orbites dans le plan du disque Orbite képlérienne Orbite rigide

22. Département de physique Orbites dans le plan du disque k/W = 1 • Exemples: • Une orbite képlérienne dans le système solaire, k/W = 1 . L’orbite est fermée et elliptique. • L’orbite elliptique d’une planète dans le système solaire

23. Département de physique Orbites dans le plan du disque • En général, le rapport est différent et l’orbite n’est pas fermé et forme une rosette • Cependant, on peut voir le mouvement dans le référentiel en rotation à une vitesse angulaire propre Wp et alors l’orbite est fermé. Cette vitesse angulaire est choisie tel que: Wp = W – nk/m

24. Département de physique Différents modes Pour une masse qui complète 2 oscillations radiales en faisant une orbite azimuthale complète dans le référentiel en rotation, on a des ellipses avec le centre au centre du potentiel. Un rapport: • un rapport (2/1) donne une barre • un rapport (2/1) + offset azimuthal r1/2 donne m=2 • m=3 • m=4

25. Département de physique Résonances • Résonnance de Corotation: W0 = Wp • Résonnances de Lindblad: m(W0 – Wp) = +/- k0 avec le signe + correspondant à la résonnance de Linblad interne (ILR) et le signe – à la résonnance de Linblad externe (OLR).

26. Département de physique Résonances • Dans ces calculs, on a choisi Wp = 80 km s-1. Les ondes de densité se propagent entre OILR et OLR. • Il y a 2 ILR, de chaque côté du pic W – k/2. • Si la CR et une des résonance sont connues, alors la CR, les autres résonances et Wp sont connues. (Yuan & Kuo 1997)

27. Département de physique Mode m = 1 • Bournaud et al. 2005 • les seuls modèles qui semblent pouvoir expliquer les modes m = 1 sont les modèles avec accrétion ou interaction gravitationnelle Galaxies lopsided

28. Département de physique Mode m = 1 Baldwin et al. 1980 M 101 En fait, dans M101, on retrouve les modes m=1, m=2, m=3

29. Département de physique Mode m = 2

30. Département de physique Mode m = 2 Lowe et al. 1994

31. Département de physique Mode m = 2 • Hohl (1971) • Gauche: disque stable selon les critères de Toomre (Q > 1) • Droite: disque instable développe naturellement une barre et une structure m = 2

32. Département de physique Mode m = 2 & m = 3 M 101 • On fait ressortir les symétries en: • 2-bras: rotation 180o, soustraction de l’image originale, pixels négatifs mis à zéro et cette image soustraite de l’image originale (milieu) • 3-bras: rotation de 120o, …(droite)

33. Département de physique Indicateurs optiques de résonance • On pense, qu’en général, la fin des bras spiraux correspond à l’OLR • Donc, OLR ~ R25

34. Département de physique Indicateurs optiques de résonance • NGC 5248 • La corotation CR est souvent coïncidente avec l’inner ridge de formation d’étoiles

35. Département de physique Indicateurs optiques de résonance • NGC 1300 • Dans une spirale barrée, la corotation correspond souvent à l’endroit où la ligne de poussière passe de concave à convexe (souvent correspond à l’extrémité de la barre)

36. Département de physique Indicateurs optiques de résonance • NGC 3351 • Anneau nucléaire: ILR • Fin de la barre: CR • Fin des bras spiraux: OLR ORL CR IRL

37. Département de physique Structure spirale • Ondes de densité (Lin & Shu 1964): • La structure spirale est une onde de densité quasi-stationnaire (sauf pour Wp global). L’onde est d’abord amplifiée (swing amplification – damped sur OLR & ILR + réflexion sur CR) puis atteint un état stable • Le modèle d’onde de densité de Lin & Shu peut expliquer la majorité des propriétés observées dans les spirales, e.g. la domination des trailing arms et du mode m = 2.

38. Département de physique Structure spirale • Effets de marée due à une rencontre récente (Toomre & Toomre 1972; Toomre 1981): • Plusieurs des plus belles spirales ont des compagnons proches (ex.: M51). Est-ce que la majorité des bras spiraux sont causés par la force de marée d’une galaxie compagnon ? • Toomre a montré que les modèles d’interaction (effet de marée) peuvent reproduire avec succès la majorité des features de l’hypothèse de Lin & Shu. • Dans le modèle de marée, la spirale est une onde de densité, mais l’onde est un effet transitoire et non de longue durée comme pour la théorie de Lin & Shu

39. Département de physique Structure spirale Toomre & Toomre 1972 120 particules !

40. Département de physique Structure spirale • Self-Propagating Star Formation (SPSS) ou Stochastic Star Formation (SSF) (Goldreich & Lynden-Bell 1965; Gerola & Seiden 1978): • Pour expliquer les galaxies floculentes ou irrégulières, un modèle chaotique ou des morceaux de bras sont continuellement formés et meurent et qui statistiquement (avec l’aide de la rotation différentielle) forment un patron spiral. • Les galaxies irrégulières sont plus fréquentes que les galaxies grand design.

41. Département de physique Structure spirale • Structures spirales produites par des barres ou des asymétries: • Plusieurs spirales ont une barre centrale ou une déformation ovale et les bras spiraux commencent habituellement à l’extrémité de la barre. • Ceci suggère que les barres sont dynamiquement responsables de la structure spirale dans ces cas.

42. Département de physique Structure spirale • Structure spirale produite par des champs magnétiques: • Au tout début, on a pensé que les champs magnétiques pouvaient donner la structure spirale. • Mais les champs sont trop faibles (B ~ 10-6 Gauss) • Plutôt, les champs magnétiques suivent les bras spiraux.

43. Département de physique Théories de la structure spirale • Question: y a-t-il un besoin d’ondes de densité quasi-stationnaires, c’est-à-dire, existe-t-il des spirales régulières grand design sans barre ou compagnon ? • Kormendy & Norman (1979) ont examiné 54 galaxies spirales ayant des courbes de rotation. • Résultat: 25 ont des barres, 8 ont des compagnons proches, 9 n’ont pas de structure spirale globale bien définie, et les 12 galaxies restantes sont des candidates pour des ondes de densité quasi-stationnaire. Cependant, elles ont tendance à être irrégulières par rapport aux galaxies avec une barre ou un compagnon. De plus, 10 des 12 ont une CR solid-body donc la structure spirale peut difficilement s’expliquer par des ondes de densité.