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 sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 5: Formation et Évolution des Cours 5: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes galaxies: mécanismes

environnementaux environnementaux


Formation et Évolution des Formation et Évolution des galaxiesgalaxies

• Contexte: Amoncellement hiérarchique Contexte: Amoncellement hiérarchique (Hierarchical Clustering)(Hierarchical Clustering)

• Évolution via environnement (Dressler Évolution via environnement (Dressler 1980)1980)

• Mécanismes environnementaux:Mécanismes environnementaux:– Interactions gravitationnelles (mergers)Interactions gravitationnelles (mergers)– Ram pressure (IGM)Ram pressure (IGM)– Gauchissements (warps)Gauchissements (warps)


HierarchicalHierarchicalClusteringClustering

1.1. CMB fluctuations = seeds CMB fluctuations = seeds of galaxy formationof galaxy formation

2.2. Halos sombres = IMFHalos sombres = IMF3.3. Gaz primordial collapse Gaz primordial collapse

dans les DMHs + SF+GCsdans les DMHs + SF+GCs4.4. SF dans les disques = SF dans les disques =

spiralesspirales5.5. Mergers: 2 disques = EllMergers: 2 disques = Ell

Abraham & van den Berg 2000, Science, 5533, 1273


ClassicalClassicalvsvs

HierarchicHierarchicalal

Ellis et al. 2000


Effets de l’environnementEffets de l’environnement

• Proportion E+S0 et Proportion E+S0 et de Sp+Irr varient de Sp+Irr varient en fonction de ren fonction de r

• 2 mécanismes 2 mécanismes suggérés:suggérés:– Mergers: Sp+Sp -Mergers: Sp+Sp -

>E>E– Ram Pressure du Ram Pressure du

IGM: Sp -> S0IGM: Sp -> S0

(Dressler 1980, ApJ, 236, 351)



(Dressler 1980)



(a) - contraction (collapse)(a) - contraction (collapse) (b) – violent relaxation(b) – violent relaxation (c) – post-virialization equilibrium(c) – post-virialization equilibrium



(Dressler 1980)





Proportion des Proportion des différents types différents types morphologiques morphologiques (E, S0, S+Irr) (E, S0, S+Irr) directement directement relié à la relié à la densité densité (galaxies/Mpc(galaxies/Mpc33))


Évolution des galaxies Évolution des galaxies

en amasen amasConcentrationConcentration EE S0S0 SS (E+S0)/(E+S0)/

SS

Très Très concentréconcentré

35%35% 45%45% 20%20% 4.04.0

Moyennement Moyennement concentréconcentré

15%15% 55%55% 30%30% 2.32.3

Peu concentréPeu concentré 15%15% 35%35% 50%50% 1.01.0

Dans le Dans le champchamp

15%15% 25%25% 60%60% 0.70.7


Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas

Phénomène de Phénomène de ségrégationségrégation::1.1. E & S0 au centreE & S0 au centre

2.2. S en périphérieS en périphérie Collisions entre galaxies: Collisions entre galaxies:

(S + S (S + S -> E)-> E) Cannibalisme galactique: Cannibalisme galactique:

(E géante (E géante [cD][cD] bouffe les S & naines) bouffe les S & naines)


Collisions entre galaxiesCollisions entre galaxies

Distances entre les * sont très grandes: Distances entre les * sont très grandes: 20 x 1020 x 1066 x diam. x diam.

Distances entre 2 galaxies: 15-20 x diam.Distances entre 2 galaxies: 15-20 x diam.

Les collisions entre galaxies sont donc Les collisions entre galaxies sont donc beaucoup plus fréquentes qu’entre les beaucoup plus fréquentes qu’entre les étoilesétoiles



Univers est en expansion (t ; Univers est en expansion (t ; ) )

Les collisions entre galaxies ont dues être Les collisions entre galaxies ont dues être plus fréquentes dans le passé (voir HDF)plus fréquentes dans le passé (voir HDF)



Lorsque 2 galaxies entrent en collision, Lorsque 2 galaxies entrent en collision, c’est surtout le milieu interstellaire c’est surtout le milieu interstellaire

(gaz) qui réagit violemment(gaz) qui réagit violemment

sursaut de formation d’*sursaut de formation d’*

couleurs bleuescouleurs bleues

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique Interactions HSTInteractions HST

formation d’étoiles



Lorsque 2 disques entrent en collisionLorsque 2 disques entrent en collision

mouvements de rotation transformésmouvements de rotation transformésen mouvement au hasarden mouvement au hasard(dispersion des vitesses)(dispersion des vitesses)

disques elliptiquesdisques elliptiques (plate) (sphérique)(plate) (sphérique)



Phénomène de Phénomène de

ram pressure ram pressure ::

Spirale se fait Spirale se fait arracher sa arracher sa

composante gazeuse composante gazeuse par le milieu par le milieu

intergalactiqueintergalactique

S S -> S0-> S0


Interaction gravitationnelleInteraction gravitationnelle

Premières simulations Premières simulations d’interactions grav. d’interactions grav. Holmberg (1941) avec Holmberg (1941) avec des ampoules pour des ampoules pour simuler le potentiel simuler le potentiel gravitationnelgravitationnel

Peut calculer la force Peut calculer la force gravit. en chaque gravit. en chaque point en mesurant point en mesurant l’intensité (lumière l’intensité (lumière comme la gravité comme la gravité diminue comme rdiminue comme r-2-2))

Holmberg 1941



• Premières Premières simulations: galaxie simulations: galaxie principale: 12 à 36 principale: 12 à 36 particules ! particules ! interaction avec un interaction avec un point masspoint mass

• Near miss, opposite Near miss, opposite spinsspins

• Disque devient Disque devient lopsided 1 -lopsided 1 -> 8> 8Toomre 1972



• début: formation début: formation d’un pont (bridge)d’un pont (bridge)

• Après approche Après approche minimal: formation minimal: formation de queues (tails) de de queues (tails) de maréemarée

• Galaxie perd sa Galaxie perd sa structure originalestructure originale

Toomre 1972



Le Le tidal strippingtidal stripping (matériel arraché à M par (matériel arraché à M par le passage proche d’une autre galaxie m) le passage proche d’une autre galaxie m) se produit lorsque la limite de Roche se produit lorsque la limite de Roche (comme pour les systèmes d’étoiles (comme pour les systèmes d’étoiles binaires) est atteint (Fbinaires) est atteint (Fmm > F> FMM):):

R = (2M/m)R = (2M/m)1/31/3 r r Ex: MEx: MCDCD ~ 500 x m – ~ 500 x m – tidal disruption R=10rtidal disruption R=10r Force de Marée: F Force de Marée: F ~ GMmr/R~ GMmr/R33 -> diminue -> diminue

rapidementrapidement


Collisions (NGC 7252)Collisions (NGC 7252)

Collisions de 2 disques:Collisions de 2 disques:

1.1. Partie centrale stabilisée Partie centrale stabilisée

elliptique elliptique (pcq temps dynamique court)(pcq temps dynamique court)

2.2. Partie extérieure perturbée Partie extérieure perturbée

chaos + formation d’étoileschaos + formation d’étoiles(pcq temps dynamique long)(pcq temps dynamique long)


Collisions (NGC 7252)Collisions (NGC 7252)


HI 21cm

Formation de naines de marées(tidal dwarfs)


Collisions (NGC 4038-9)Collisions (NGC 4038-9)

Joshua Barnes, Univ. of Hawaii homepage


Hibbard

Toomre & Toomre1972



Simulations numériquesSimulations numériques(Dubinski et al 1996)(Dubinski et al 1996)

La longueur des queues de La longueur des queues de marée contraint la marée contraint la quantité de matière noirequantité de matière noireet surtout sa concentrationet surtout sa concentration



Messier 51couleur

DSS

2Mass NIR

Radio, VLA

Keel website


Collisions (M 51)Collisions (M 51)

Toomre 1972


Cartwheel

Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondreavec les anneaux résonants

dans les galaxies barrées


Cartwheel

Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentrique

HI


Mergers (optique)Mergers (optique)


Mergers (radio – HI)Mergers (radio – HI)


MW & SagittariusMW & Sagittarius









Stars streams


Magellanic Stream & HVCMagellanic Stream & HVC

Putman


Gaz intergalactiqueHI HI

M81

M82

NGC 3077


Formation des Formation des anneaux polairesanneaux polaires

•Soit par fusion de Soit par fusion de galaxies avec J galaxies avec J perpendiculairesperpendiculaires

•Ou par accrétion de gaz Ou par accrétion de gaz dans les parties externesdans les parties externes

cf LMC/MW cf LMC/MW

Forme 3D de laForme 3D de la matièrematièrenoire? noire? (séminaire)(séminaire)


Polar ringsPolar rings


Mergers vs zMergers vs z

Simulation de la Simulation de la formation d’une formation d’une galaxie avec galaxie avec plusieurs collisionsplusieurs collisions

z = 20 z = 0z = 20 z = 0 Majorité des mergers Majorité des mergers

0.2 < z < 0.80.2 < z < 0.8 Avant: pas assez de Avant: pas assez de

galaxiesgalaxies Après: r diminue à Après: r diminue à

cause de l’expansioncause de l’expansionSteinmetz


Collision galaxies riches en Collision galaxies riches en gazgaz

Collision de galaxies riches en gazHalo peu important


Collisions d’amasCollisions d’amas

ICM ICM + galaxies

Composante de DM importantComposante de DM important

collision plus collision plus stickysticky


Ram PressureRam Pressure Virgo - HI Virgo - H

Cayatte et al. 1990 Chemin et al. 2005


Ram PressureRam Pressure








Ram Pressure vs windsRam Pressure vs winds


Ram Pressure StrippingRam Pressure Stripping Simulation d’une galaxie Simulation d’une galaxie

passant au centre de Virgopassant au centre de Virgo IGM chaud: 10IGM chaud: 1077 k k IGM faible densité: IGM faible densité: ~10~10-4-4

cm-3cm-3 IGM mass: 10IGM mass: 101313 M Msolsol

Vollmer web


Ram Pressure StrippingRam Pressure Stripping

• Abell 1367 – Abell 1367 – ChandraChandra

• Bleu: X-rayBleu: X-ray• Rouge: old starsRouge: old stars• Vert: young starsVert: young stars• Collision avec IGM Collision avec IGM

provoque SFprovoque SF


Ram Pressure Stripping Ram Pressure Stripping (HoII)(HoII)






Gauchissements (warps)Gauchissements (warps)

En HI, les warps sont la règle et non l’exception



En optique, les warps sont l’exception et non la règle



MWMW



3 origines possibles 3 origines possibles pour les warps:pour les warps:A.A. Interaction Interaction

gravitationnellegravitationnelle

B.B. Accrétion (W diff)Accrétion (W diff)

C.C. Halo triaxial (explique Halo triaxial (explique différence entre warp différence entre warp optique et warp HI – optique et warp HI – DM domine pour grand DM domine pour grand rr

Le warp de la MW peut être induit par A (MC), par B (HVC) et par C

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