Evolution le long de la séquence de Hubble

Evolution le long de la séquence
de Hubble
Formation Post-master
Dynamique des Galaxies
Françoise COMBES
Galaxies Barrées
La majorité des galaxies sont barrées (2/3)
Environ 1/3 fortement SB, et 1/3 plus modérément (SAB)
Les barres sont aussi un des moteurs de la structure spirale
Environmnt
Isolé
Binaires
Groupe
Type
SA
SAB
SB
SA
SAB
SB
SA
SAB
SB
Stochastic
15
7
4
3
1
1
15
21
12
Global
7
16
11
4
16
11
32
38
45
Percentage
32%
70%
73%
57%
94%
92%
68%
64%
79% 2
N2442
N613
N3351
N5850
3
Formation des barres
Les barres sont des ondes de densité, et peuvent être considérées
comme la combinaison de paquets leading et trailing
Elles sont plus stationnaires que les spirales (pas de couples, si
seulement stellaire)  quasi mode
Les premières simulations numériques N-corps (Hohl 1971,
Miller et al 1970)
ne trouvent pas de spirales, mais des barres
robustes sur un temps de Hubble,
car uniquement stellaires
4
Orbites dans un potentiel barré
Bisymétrique m=2 (composante de Fourier)
Dans le référentiel tournant, à la vitesse de la barre Ωb
Φ eq = Φ (r, θ, z) - Ωb2 r2/2
Intégrale du mouvement (Jacobien)
Energie dans ce référentiel:
EJ = v2/2 + Φ (r, θ, z) - Ωb2 r2/2
Lz non conservé bien sûr, puisque potentiel non-axisymétrique
(couples)
5
Forme du potentiel
équivalent, dans le reférentiel
tournant
Barre parallèle à Ox
Points de Lagrange: points
stationnaires
L4 et L5 maxima,
L1 t L2 point de selle
(max en x, min en y)
Autour de la corotation
Les orbites ont été calculées précisèment
(cf Contopoulos & Papayannopoulos 1980)
6
Familles d'orbites
Les orbites périodiques sont le squelette; elles attirent et piègent
les autres orbites (sauf les orbites chaotiques)
(1) très près du centre, les orbites sont // barre, famille x1
(il existe aussi des orbites rétrogrades x4, très peu peuplées)
(2) Entre les deux ILR, si elles existent, on trouve les x2,
perpendiculaires à la barre, directes et stables (aussi x3 instables)
x2 disparaît si la force de la barre est trop grande (supprime les ILR)
(3) entre ILR et corotation, à nouveau des x1, // barre
avec des lobes secondaires
(4) à CR, autour des L4 et L5, orbites stables
(5) après CR, à nouveau les orbites changent d'orientation
(presque circulaires, toutefois)
7
Lorsque l'on s'approche
de CR, résonances de
plus en plus élevées
Familles x1 et x2
Après la corotation
Contopoulos & Papayannopoulos 1980
8
Bien sûr les orbites x1 supportent la barre, alors
que les orbites x2 l'affaiblissent, et peuvent aller jusqu'à la détruire
Auto-régulation
La présence d'ILR entame le
processus
Les orbites ne supportent plus la
barre au-delà de la corotation
Une barre se termine en général
juste à l'intérieur de sa corotation
 excellent diagnostic pour connaître Ωb
9
Simulations N-corps et barres
Les calculs analytiques, basés sur la théorie des ondes de densité
WKB  ondes très enroulées
Le contraire des barres!
Surprise dans les premières simulations numériques (1970)
Self-gravité, effets collectifs, intéractions en N2
N = 1011
Astuces: FFT rapides
Le potentiel est la convolution de 1/r par la densité
A chaque dt, on calcule la TF de la densité, puis on multiplie
dans l'espace de Fourier, la TF(1/r) et al TF(ρ) ==> TF inverse
Softening 1/(r2 + a2), pour éviter la relaxation à 2 corps
 une idée de la résolution spatiale
10
Méthodes: Tree-code
Approx: monopole +
quadrupole, selon critère
d'ouverture
Avantage: pas de grille
Résolution variable
Barnes &
Hut 11(83)
Méthodes: collisions ou SPH
Pour l'hydrodynamique du gaz, l'essentiel est une faible dissipation
Collisions entre particules ("sticky-particules")
ou bien différences finies (code fluide)
Ou bien à résolution spatiale variable: SPH
"Smoothed Particules Hydrodynamics" (Lucy & Monaghan 77)
Principe: fonction noyau (ou poids, weight W( r ))
dont la taille est variable, et doit contenir un nbr ~fixe de voisins
On calcule la densité en moyennant sur les voisins (30-50 voisins)
et toutes les autres quantités et dérivées de même
12
Technique SPH convolution
Avec W( r ) normalisé à 1, et à support borné
Evaluation de toute quantité:
Ou dérivée
Symétrisation des termes de pression
13
Bar formation
étoiles
gaz
14
Temps total: 1.2 Gyr
Formation d'anneaux aux résonances
15
Formation d’une barre
16
Vitesse de la barre
La vitesse de la barre: taille à la fin légèrement < corotation
Durant sa croissance la barre se ralentit
•Les bras spiraux transitoires stellaires emportent du moment angulaire
•la barre se renforce, les orbites sont plus allongées
•La précession équivalente est plus faible
Ceci en négligeant les effets de la friction
dynamique sur le halo
Debattista & Sellwood (1999)
Vu la rotation rapide des barres, le centre
des galaxies n'est pas dominé par la DM
17
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
18
NGC 128
Galaxie cacahuète
COBE, DIRBE Voie Lactée
19
Formation des bulbes/peanuts
20
Orbites périodiques à 3D: resonance Linblad en z
explique l'existence des peanuts
21
Réponse du gaz à un potentiel barré
Le gaz tend à suivre les
orbites périodiques
Mais les orbites ne peuvent
se croiser
collisions, dissipation
 la réponse du gaz tourne
graduellement à chaque
résonance
spirales
22
Sanders & Huntley 1976
Le nombre de tours de la spirale est relié au
nombre de résonances
Selon la nature du gaz, la réponse
change de morphologie
Ondes de choc, si gaz fluide
Athanassoula 1992
barre à 45°
La présence de résonances
ILR ==> orbites x2
 chocs
23
Couples exercés par la barre sur le gaz
Les couples changent de signe à chaque résonance, et peuvent
se déduire de simples arguments géométriques
Le gaz à l'intérieur de la corotation
va perdre son moment
et tomber vers le centre
A l'exterieur de la CR, au contraire
le gaz s'accumule à l'OLR
24
Formation d'anneaux
Ωb = 16km/s/kpc
Ωb = 13km/s/kpc
ILR Combes & Gerin 1985
Ωb = 10km/s/kpc
Formation d'un anneau
à l'OLR
Schwarz, 1981
25
Formation d’anneaux
aux résonances
(Schwarz 1981, 84)
Donne une idée de Vs
pas trop de viscosité
Les couples de
gravité changent de
signe à chaque résonance
 Relatif équilibre
Buta & Combes 2000
26
Barres nucléaires
Phénomène observé depuis longtemps,
mais expliqué que
NGC 4314
depuis quelques années
Erwin 2004
Contours + B-V colors
NGC 5850
27
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 primaire28
(d'après Combes et al. 2001).
NGC4314
Formation
d'étoiles dans
l'anneau
entourant
la barre
nucléaire
Les barres nucléaires sont surtout visibles en NIR, non perturbé
par l'extinction
29
Découplage de barres nucléaires
L'évolution naturelle d'un disque barré, avec gaz
Accumulation de masse vers le centre, couples de gravité
Formation de deux résonances de Lindblad, qui affaiblissent la barre
La courbe de rotation (Ω) monte de plus en plus au centre, de même
le taux de précession des orbites allongées (Ω - κ/2)
La matière du centre ne peut plus suivre le reste du disque
découplage
Pour éviter le chaos, il y a une résonance commune entre les barres
primaire et secondaire
Ex: CR de la 2nd = ILR de la première
30
Friedli &
Martinet 93
Positions
respectives de
l'anneau et
de la barre
Formation d'une barre secondaire
dans les Pb N-corps + gaz
31
Barres secondaires
Etoiles
Gaz
N corps + SPH (D. Friedli)
t
32
Barres et doubles barres
33
Vitesses angulaires
comparées des deux barres
Couplage non linéaire entre deux ondes Ω= ω/m
Entretien et échange d'énergie? ω1, ω2
Produit ξ1ξ2* avec V grad V
ou bien ρ grad Φ, etc…
battement mb = m1 + m2
ω b = ω1+ ω2
34
Spectre d'amplitude pour le mode
m=2 (Masset & Tagger 97)
2 Ω- κ versus r
donne le lieu des résonance de
Lindblad ILR
2 Ω- κ versus r
OLR
à t=8 Gyr
Spectre m=4
Les courbes 4 Ω- κ versus r
4 Ω+ κ
onde de battement m=4
obtenue à la bonne fréquence
ωb + ω s
31.8 + 13.9 =45.7 km/s/kpc
35
densité
potentiel
Barre et spirale à vitesses différentes (Sellwood & Sparke 1988)
36
Alimentation des noyaux actifs
Les barres sont un moyen de précipiter le gaz vers le centre
pour alimenter les starbursts, mais aussi les AGN
Pourtant, dans une première étape, la matière est piégée dans les
anneaux à l'ILR
La barre secondaire permet d'aller plus loin, de prendre le relai
Quelles sont les orbites à l'intérieur de la barre secondaire??
Spirale nucléaire?
Troisième barre?
Combien de résonances?
37
Orbits périodiques dans un potentiel en cos 2θ
Le gaz tend à suivre ces orbites, mais tourne graduellement
de 90° à chaque résonance
A) sans BH,
leading
B) avec BH,
trailing
38
Destruction des barres
Les barres, en faisant arriver la masse vers le centre (gaz) se détruisent
Avec une concentration de masse centrale
(disque nucléaire concentré, trou noir)
de moins en moins d'orbite régulière x1, de plus en plus de chaotiques
déflection de la masse centrale
Evolution: destruction des orbites périodiques, si évolution rapide
déplacement des résonances
Création des "lentilles", diffusion des orbites chaotiques
limitées seulement par leur énergie dans le réferentiel tournant
Φ( r ) -1/2 Ω2 r2
En dehors de la corotation: pas de limite (frontière brutale)
39
Fraction de l'espace des
phases occupé par les
orbites x1, soutenant la
barre
Surfaces de section pour un BH
de 3% en masse
pour une particule de distance max
a) 0.25 a
b) 0.65a
a taille de la barre
40
Surfaces de section pour les
orbites dans le plan de la
galaxie, pour diverses énergies
(y, dy/dt) au point de croisement
de Oy, avec dx/dt > 0
Les courbes invariantes des
familles x1 disparaissent à H~-0.3
Hasan et al (1993)
41
Formation de lentilles, et de "ansae" ou anses
lors de la destruction de la barre
Les premières orbites à devenir chaotiques sont entre ILR et CR
Près du trou noir central, le potentiel devient axisymétrique et
régulier
Les lentilles dans les galaxies sont repérables par leur
profil radial caractéristique et abrupt (Kormendy 1982)
42
Rôle du gaz dans la destruction
Le gaz est amené au centre par les couples
Le moment angulaire est pris par la barre
 Ceci détruit la barre
Moment négatif à l’intérieur de la CR, ~ A2 (Wb-W)
Le moment du gaz à l’intérieur de la CR est du même ordre
Pas seulement la présence d’une concentration de masse
1% de CM n’est pas suffisante pour détruire la barre
Mais 1-2% de chute de gaz suffit à transformer la barre en lentille
(Friedli 1994, Berentzen et al 1998, Bournaud & Combes 02, 04)
43
Rôle des couples de gravité
6% masse de gaz
bulbe 25%
Gaz dans 300pc ~ 1%
Plus facile de refomer
la barre!
4% masse de gaz
bulbe 20%
Gaz dans 300pc ~ 0.8%
Bournaud & Combes 2004
44
Avec accrétion
Le gaz est accrété par
Sans
intermittence
D’abord confiné à
l’extérieur de l’ OLR,
jusqu’à ce que la barre,
faiblisse, il entre alors
dans le disque, qui devient
instable à nouveau et
reforme une barre
45
Simulations de l’accrétion de gaz
 Reformation des barres
Une galaxie est en évolution continuelle, et accrète du gaz tout au long
 3 ou 4 épisodes barrés dans la vie d’une galaxie
Le rapport Mbulbe/Mdisk et la fraction de gaz évoluent
et le type morphologique peut osciller
Mbul/Md<1
Mbul/md >1
46
Changement de type
47
Vitesses des barres vs types
Type morphologique "Early": profil radial des barres plat
Type morphologique "Late": profil radial exponentiel
Early: bulbe massif, grande concentration de masse centrale
Ω - κ/2 taux de précession élevé
 existence d'ILR, anneaux nucléaires
Late: bulbe faible, pas de concentration
Ω - κ/2 taux de précession bas, la corotation est repoussée
très loin dans le disque, et même parfois hors du disque d'étoiles
 Laisse la distribution exponentielle gouverner le profil radial
(Combes & Elmegreen 1993)
48
Barres dans
des galaxies
"late" (gauche)
et "early" (droite)
Etoiles et gaz
Fréquences de rotation
et précession
Profils radiaux des barres
dans les deux types
morphologiques (CE 93)
49
Instabilités m=1
Asymétries excentriques observées dans la distribution de
lumière, mais aussi du gaz HI à 21cm
Richter & Sancisi (1994) plus de la moitié est fortement asymétrique
(parmi 170à galaxies)
Cas de M101, NGC 628.. Parfois un compagnon, la plupart du temps non
les orbites rétrogrades favorisent m=1 (Zhang & Hohl 1978,
Palmer & Papaloizou 1990)
Ces instabilités loin du centre nous renseignent sur la matière noire
50
Kamphuis et al 1991
M101
Noter les nombreuses
bulles
La fléche indique une
super-bulle, dûe
peut-être à une
interaction
51
NGC 628
(Kamphuis et al 1992)
Contours = HI à 21cm
Grande extension de gaz
autour de la galaxie
optique
Spirales et fragmentation loin de la zone optique
Stabilité??
52
Mécanismes possibles
Principale difficulté: Le taux de précession différentielle très rapide
Ω - κ près du centre
Excepté pour un disque purement Képlérien, potentiel en 1/R
où Ω = κ
m=1 mode propre, mais il faut que la self-gravité soit importante
Nature physique de l'instabilité
Simple description WKB (Lin & Shu 64, Toomre 77)
53
Instabilité m=1
dans un disque quasi
képlérien
Adams, Ruden & Shu 1989
54
Amplification à Corotation
Energie et Moment angulaire sont:
-- positifs en dehors de CR
-- négatifs à l'intérieur
Les ondes sont partiellement transmises, et partiellement réfléchies à CR
avec une zone évanescente si Q > 1
L'onde réfléchie, par conservation, à une amplitude accrue
Si cette amplificateur est couplé à une réflexion aux résonances ou
aux frontières, on a un WASER, ou SWING
Lieux des points de rebroussement
Ωp = Ω + κ/m (1 - 1/Q2)1/2
55
Pour m=1, il existe un autre amplificateur
Pas besoin de Corotation
Le potentiel indirect, qui est dû au décentrement de la masse centrale
Φ ( r, θ, t) = α ω2 r cos (ωt - θ)
Force à longue portée
Le disque se conduit comme une cavité résonante
avec le décentrement stimulant constamment de nouvelles ondes
trailing
La masse centrale gagne du moment angulaire, de même que le disque
en dehors de CR
(changement de réferentiel COM, ou BH, le moment change de signe)
56
Alors que le taux de croissance pour le SWING est γ ~ Ω
ici γ << Ω
Ce mode permet au disque interne de perdre du moment angulaire,
et au gaz de tomber sur le trou noir central
Applications aux oscillations du disque nucléaire, autour d'un trou
noir central (cf M31, NGC 3504..)
La plupart des galaxies à bulbe massif possèdent un trou noir central
Relation de Magorrian
MBH = 0.2% M bulge
57
Modèles N corps + SPH
• Ondes de densité
M 31
10pc centraux
De M31
bande I
WFPC2 / HST
V
s
58
TIGER / CFHT
Un mode m=1 képlerien?
Pattern speed
« observé »
Major-axis
Vue de face
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)
coupes
 Temps de vie:
> 3000 rotations
59
8
~ 4 10 ans
Evolution sur la séquence de Hubble
60
Principaux paramètres de la séquence:
1. Rapport bulbe/disque: concentration de masse croissante
de Sc vers Sa: sens de l'évolution
2. Masse totale croissante de "late" vers "early"
3. Fraction de gas décroissante, formation d'étoiles
4. Fraction de masse noire décroissante: une partie de la matière
noire se transforme en étoiles dans l'évolution, ce ne peut être que
du gas non condensé en objects compacts
5. Enroulement des bras croissant, dénotant une plus grande stabilité
des systèmes "early" (concentration de masse, rapport gas/étoiles)
61
Conclusions
Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble de
façon immuable
Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés
selon la quantité de gaz accrétée
Les galaxies ne sont pas des systèmes complétement formés
Ils continuent leur formation tout au long de l'âge de l'Univers
Soit par évolution séculaire, interne
Soit par intéraction entre galaxies, fusions et accrétions
62