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Histoire des Galaxies

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.

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Presentation Transcript

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

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

  3. Evolution sur la séquence de Hubble

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

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

  6. Formation de barres étoiles gaz

  7. Temps total: 1.2 Gyr Formation d'anneaux aux résonances

  8. 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

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

  10. NGC 128 Galaxie cacahuète COBE, DIRBE Voie Lactée

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

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

  13. N2442 N613 N3351 N5850

  14. NGC 5728 DSS +CFH Adaptive Optics NIR 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).

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

  16. Mk1066 NGC 3081 Barres Nucléaires Regan & Mulchaey 99 NGC 3982

  17. 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

  18. 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

  19. Changement de types

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

  21. Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

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

  23. Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard

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

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

  26. Reconstitution de l ’interaction Rapport de masse faible, de l’ordre 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

  27. 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

  28. 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

  29. 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

  30. Simulations de la rencontre avec M31 Dubinski 2000

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

  32. Ensemble de fusions de galaxies (Hibbard)

  33. 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

  34. 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..)

  35. 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?

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

  37. Warps et oscillations en z Z(r,θ,t)=zo cos(Ωt-θ) cosνzt Z(r,θ,t)=zo/2 [cos((Ω-νz)t-θ) +cos((Ω+νz)t-θ)]

  38. 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)

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

  40. Braine et al 00, 01

  41. 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

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

  43. Dupraz & Combes 1986

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

  45. Formation de trous noirs massifs • Existence de trous noirs de quelques milliards de Msol • 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% Mc2

  46. Disques d'accrétion et Noyaux Actifs -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 % Urry & Padovani 1995

  47. Ejection de plasma: lobes radio Cygnus A

  48. Lobes Radio et Galaxie visible

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