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Astronomie Extragalactique

Astronomie Extragalactique. Cours 7: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux. Formation et Évolution des galaxies. Contexte: Amoncellement hiérarchique (Hierarchical Clustering) Évolution via environnement (Dressler 1980) Mécanismes environnementaux:

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Astronomie Extragalactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 7: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux

  2. Département de physique Formation et Évolution des galaxies • Contexte: Amoncellement hiérarchique (Hierarchical Clustering) • Évolution via environnement (Dressler 1980) • Mécanismes environnementaux: • Interactions gravitationnelles (mergers) • Ram pressure (IGM) • Gauchissements (warps)

  3. Département de physique HierarchicalClustering Abraham & van den Berg 2000, Science, 5533, 1273

  4. Département de physique ClassicalvsHierarchical Ellis et al. 2000

  5. Département de physique Effets de l’environnement • Proportion E+S0 et de Sp+Irr varient en fonction de r • 2 mécanismes suggérés: • Mergers: Sp+Sp ->E • Ram Pressure du IGM: Sp -> S0 (Dressler 1980, ApJ, 236, 351)

  6. Département de physique Effets de l’environnement (Dressler 1980)

  7. Département de physique Effets de l’environnement • (a) - contraction (collapse) • (b) – violent relaxation • (c) – post-virialization equilibrium

  8. Département de physique Effets de l’environnement Dressler 1980)

  9. Département de physique Effets de l’environnement

  10. Département de physique Effets de l’environnement • Proportion des différents types morphologiques (E, S0, S+Irr) directement relié à la densité (galaxies/Mpc3)

  11. Département de physique Évolution des galaxies en amas

  12. Département de physique Évolution des galaxies en amas • Phénomène de ségrégation: • E & S0 au centre • S en périphérie • Collisions entre galaxies: (S + S -> E) • Cannibalisme galactique: (E géante [cD] bouffe les S & dwarf)

  13. Département de physique Collisions entre galaxies • Distances entre les * sont très grandes: 20 x 106 x diam. • Distances entre 2 galaxies: 15-20 x diam. • Les collisions entre galaxies sont donc beaucoup plus fréquentes qu’entre les étoiles

  14. Département de physique Collisions entre galaxies • Univers est en expansion (t ; r ) • Les collisions entre galaxies ont dues être plus fréquentes dans le passé (voir HDF)

  15. Département de physique Collisions entre galaxies Lorsque 2 galaxies entrent en collision, c’est surtout le milieu interstellaire (gaz) qui réagit violemment sursaut de formation d’* couleurs bleues

  16. Département de physique Interactions HST formationd’étoiles

  17. Département de physique Évolution des galaxies en amas Lorsque 2 disques entrent en collision mouvements de rotation transformés en mouvement au hasard (dispersion des vitesses) disques elliptiques (plate) (sphérique)

  18. Département de physique Évolution des galaxies en amas Phénomène de ram pressure : Spirale se fait arracher sa composante gazeuse par le milieu intergalactique S -> S0

  19. Département de physique Interaction gravitationnelle • Premières simulations d’interactions gravit. Holmberg (1941) avec des ampoules pour simuler le potentiel gravitationnel • Peut calculer la force gravit. En chaque point en mesurant l’intensité (lumière comme la gravité diminue comme r-2) Holmberg 1941

  20. Département de physique Interaction gravitationnelle • Premières simulations: galaxie principale: 12 à 36 particules ! – interaction avec un point mass • Near miss, opposite spins • Disque devient lopsided 1 -> 8 Toomre 1972

  21. Département de physique Interaction gravitationnelle • début: formation d’un pont (bridge) • Après approche minimal: formation de queues (tails) de marée • Galaxie perd sa structure originale

  22. Département de physique Interaction gravitationnelle • Le tidal stripping (matériel arraché à M par le passage proche d’une autre galaxie m) se produit lorsque la limite de Roche (comme pour les systèmes d’étoiles binaires) est atteint (Fm> FM): R = (2M/m)1/3 r • Ex: MCD ~ 500 x m – tidal disruption R=10r • Force de Marée: F ~ GMmr/R3 -> diminue rapidement

  23. Département de physique Collisions (NGC 7252) • Collisions de 2 disques: • Partie centrale stabilisée elliptique (pcq temps dynamique court) • Partie extérieure perturbée chaos + formation d’étoiles (pcq temps dynamique long)

  24. Département de physique Collisions (NGC 7252)

  25. Département de physique HI 21cm Formation de naines de marées (tidal dwarfs)

  26. Département de physique Collisions (NGC 4038-9)

  27. Département de physique Collisions (NGC 4038-9) Hibbard Toomre & Toomre1972

  28. Département de physique Collisions (NGC 4038-9) Simulations numériques (Dubinski et al 1996) La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration

  29. Département de physique Messier 51 couleur DSS 2Mass NIR Radio, VLA Keel website

  30. Département de physique Collisions (M 51) Toomre 1972

  31. Département de physique Cartwheel Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées

  32. Département de physique Cartwheel HI Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau:onde de densité concentriques

  33. Département de physique Mergers (optique)

  34. Département de physique Mergers (radio – HI)

  35. Département de physique MW & Sagittarius

  36. Département de physique MW & Sagittarius

  37. Département de physique MW & Sagittarius

  38. Département de physique MW & Sagittarius Stars streams

  39. Département de physique Magellanic Stream & HVC Putman

  40. Département de physique Gaz intergalactique HI HI M82 M81 NGC 3077

  41. Département de physique Formation des anneaux polaires Soit par fusion de galaxies avec J perpendiculaires Ou par accrétion de gaz dans les parties externes cf LMC/MW Forme 3D de lamatière noire? (séminaire)

  42. Département de physique Mergers vs z • Simulation de la formation d’une galaxie avec plusieurs collisions • z = 20 z = 0 • Majorité des mergers 0.2 < z < 0.8 • Avant: pas assez de galaxies • Après: r diminue à cause de l’expansion Steinmetz

  43. Département de physique Collision galaxies riches en gaz Collision de galaxies riches en gaz Halo peu important

  44. Département de physique Collisions d’amas ICM ICM + galaxies Composante de DM important collision plus sticky

  45. Département de physique Ram Pressure Virgo - HI Virgo - Ha Cayatte et al. 1990 Chemin et al. 2005

  46. Département de physique Ram Pressure vs winds

  47. Département de physique Ram Pressure Stripping • Simulation d’une galaxie passant au centre de Virgo • IGM chaud: 107 k • IGM faible densité: ~10-4 cm-3 • IGM mass: 1013 Msol Vollmer web

  48. Département de physique Ram Pressure Stripping (HoII)

  49. Département de physique Gauchissements (warps) En HI, les warps sont la règle et non l’exception

  50. Département de physique Gauchissements (warps) En optique, les warps sont l’exception et non la règle

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