cours5
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Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 5: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes environnementaux Faculté des arts et des sciences 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) Faculté des arts et des sciences Département de physique Hierarchical Clustering 1. 2. 3. 4. 5. CMB fluctuations = seeds of galaxy formation Halos sombres = IMF Gaz primordial collapse dans les DMHs + SF+GCs SF dans les disques = spirales Mergers: 2 disques = Ell Abraham & van den Berg 2000, Science, 5533, 1273 Faculté des arts et des sciences Département de physique Classical vs Hierarchical Ellis et al. 2000 Faculté des arts et des sciences 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) Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de l’environnement (Dressler 1980) Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de l’environnement (a) - contraction (collapse) (b) – violent relaxation (c) – post-virialization equilibrium Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de l’environnement (Dressler 1980) Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de l’environnement Faculté des arts et des sciences Département de physique Effets de l’environnement Proportion des différents types morphologiques (E, S0, S+Irr) directement relié à la densité (galaxies/Mpc3) Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution des galaxies en amas Concentration E S0 S Très concentré Moyennement concentré Peu concentré 35% 45% 20% (E+S0)/ S 4.0 15% 55% 30% 2.3 15% 35% 50% 1.0 Dans le champ 15% 25% 60% 0.7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution des galaxies en amas Phénomène de ségrégation: 1. E & S0 au centre 2. S en périphérie Collisions entre galaxies: (S + S -> E) Cannibalisme galactique: (E géante [cD] bouffe les S & naines) Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences 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) Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interactions HST formation d’étoiles Faculté des arts et des sciences 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 (plate) elliptiques (sphérique) Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Interaction gravitationnelle Holmberg 1941 Premières simulations d’interactions grav. 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) Faculté des arts et des sciences Département de physique Interaction gravitationnelle Toomre 1972 • Premières simulations: galaxie principale: 12 à 36 particules ! interaction avec un point mass • Near miss, opposite spins • Disque devient lopsided 1 -> 8 Faculté des arts et des sciences 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 Toomre 1972 Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (NGC 7252) 1. Collisions de 2 disques: Partie centrale stabilisée elliptique (pcq temps dynamique court) 2. Partie extérieure perturbée chaos + formation d’étoiles (pcq temps dynamique long) Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (NGC 7252) Faculté des arts et des sciences Département de physique HI 21cm Formation de naines de marées (tidal dwarfs) Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (NGC 4038-9) Joshua Barnes, Univ. of Hawaii homepage Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (NGC 4038-9) Hibbard Toomre & Toomre1972 Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Messier 51 couleur DSS 2Mass NIR Radio, VLA Keel website Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions (M 51) Toomre 1972 Faculté des arts et des sciences Département de physique Cartwheel Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées Faculté des arts et des sciences Département de physique Cartwheel HI Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentrique Faculté des arts et des sciences Département de physique Mergers (optique) Faculté des arts et des sciences Département de physique Mergers (radio – HI) Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius Faculté des arts et des sciences Département de physique MW & Sagittarius Stars streams Faculté des arts et des sciences Département de physique Magellanic Stream & HVC Putman Faculté des arts et des sciences Département de physique HI HI Gaz intergalactique M82 M81 NGC 3077 Faculté des arts et des sciences 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 la matière noire? (séminaire) Faculté des arts et des sciences Département de physique Polar rings Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collision galaxies riches en gaz Collision de galaxies riches en gaz Halo peu important Faculté des arts et des sciences Département de physique Collisions d’amas ICM ICM + galaxies Composante de DM important collision plus sticky Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Virgo - HI Cayatte et al. 1990 Virgo - Ha Chemin et al. 2005 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure vs winds Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping Simulation d’une galaxie passant au centre de Virgo IGM chaud: 107 k IGM faible densité: ~10-4 cm3 IGM mass: 1013 Msol Vollmer web Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping • • • • • Abell 1367 – Chandra Bleu: X-ray Rouge: old stars Vert: young stars Collision avec IGM provoque SF Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping (HoII) Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping Faculté des arts et des sciences Département de physique Ram Pressure Stripping Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) En HI, les warps sont la règle et non l’exception Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) En optique, les warps sont l’exception et non la règle Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) MW Faculté des arts et des sciences Département de physique Gauchissements (warps) 3 origines possibles pour les warps: A. Interaction gravitationnelle B. Accrétion (W diff) C. Halo triaxial (explique différence entre warp optique et warp HI – DM domine pour grand r Le warp de la MW peut être induit par A (MC), par B (HVC) et par C
