Dynamique des galaxiesDynamique des galaxiesConfrontation aux Confrontation aux
ObservationsObservations
Eric Emsellem
CRA Lyon
I –I – Observables ObservablesII –II – Quelques faits marquants Quelques faits marquantsIII –III – Techniques de Techniques de modélisationmodélisationIV –IV – Perspectives et conclusion Perspectives et conclusion
x
z
y
I- ObservablesI- Observables
Spectre I(x,y,z)
Convolution par la PSF
Projection
x
y
x’
y’
En un point du ciel
I(,x’,y’)
Seeing I(,x’,y’)
x
z
y
Le problème inverseLe problème inverse
Spectre I(x,y,z)
Déconvolution par la PSF
Déprojection
x
y
x’
y’
En un point du ciel
I(,x’,y’)
Seeing I(,x’,y’)
Les différents traceurs:Les différents traceurs:Le gazLe gaz
90% H, 10% He
Formes neutre, moléculaire, ionisé
H
He
Poussière
5 109 0.1 – 10 100 - 1000
100 - 1000 103 - 104 10 000
1 – 5 109 105 - 106 103 - 105 10
5 107 40
HI
HII
H2
Poussière
Masse Nuage TDensité
Msol Msol (K)cm-3
Orion
Le gaz HILe gaz HI
Raie de transition hyperfine à 21 cm
Transition rare mais gaz abondant
Pôles alignés(+haute énergie)
Pôles opposés(+basse énergie)
Le gaz HI - CartographieLe gaz HI - Cartographie
Le gaz HI - CartographieLe gaz HI - Cartographie
Le gaz HILe gaz HI
Profils de vitesse
Sofue et al.
Le gaz HILe gaz HI
Diagramme Position - Vitesse
Le gaz HI - CinématiqueLe gaz HI - Cinématique
NGC 253 – Observations HI
Koribalski et al.
Le gaz ionisé: HLe gaz ionisé: H
Spectre dans le visible
Le gaz ionisé: HLe gaz ionisé: HComparaison HI / H
Le gaz ionisé: HLe gaz ionisé: HChamp de vitesse
Khoruzhii et al.
Les étoilesLes étoiles
Raies en absorption
Déconvolution:
G = S* LOSVD GG = S*S* LOSVDLOSVD
LOSVD :
Line Of Sight
Velocity Distribution
Déconvolution:
G = S* LOSVD GG = S*S* LOSVDLOSVD
LOSVD :
Line Of Sight
Velocity Distribution
LOSVD
étoile
galaxie
triplet du Calcium
V [km/s]
[ang]
Les étoilesLes étoilesProblèmes de populations
(template mismatching)
Déconvolution: G = ii Si* LOSVDi
GG = ii SSi* * LOSVDLOSVDi
Populations différentes =
Dynamique différente
Spectroscopie d’ouverture
Vitesse,
Dispersion de vitesse …
Spectroscopie longue-Spectroscopie longue-fentefente
Profils cinématiques
On obtient un spectre à chaque position
Spectroscopie intégrale de Spectroscopie intégrale de champchamp
FluxVitesseDispersion
Spectroscopie intégrale de Spectroscopie intégrale de champchamp
II –II – Historique HistoriqueQuelques Faits marquantsQuelques Faits marquants
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsL’observation du HI – Tully Fisher
Fornax / Abel 1367
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsL’observation du HI – La matière noire
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsLes galaxies elliptiques
Bertola & Capaccioli 1975
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsLes masers H2O
Miyoshi et al. 1995
NGC 4258
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsLes masers H2O
Miyoshi et al. 1995
Vitesses: ±1000 km/s
NGC 4258
Trou noir: 4.1 107 Msol
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquants
Le centre galactique
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsLe centre galactique
Image Infra-rouge
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsLes mouvements propres
Eckart, Genzel et al.
II- Historique II- Historique Quelques faits marquantsQuelques faits marquantsTraceurs…
III –III – Techniques Techniques de modélisationde modélisation
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationOndes de densité
Anneaux représentant un gauchissement
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationOndes de densité: spirales
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationOndes de densité: spirale
M 81 (Canzian 93,
données HI de Visser)
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationOndes de densité: spirale
M 81 (Canzian 93,
données HI de Visser)
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisation Vers la fonction de distribution f(X,V,t)
Calculer les moments de la fonctions de distribution
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisation Modèles de Jeans – Cas sphérique
Kormendy et al. 1996
Correction de l’aplatissement
Masse du trou noir:
2.0 109 Msol
Modèles Modèles photométriques: photométriques:
examplesexamples
NGC3379 NGC4473 NGC4621
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationModèles de Jeans – Cas axisymétrique
NGC 3115 – S0
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationCas axisymétrique: Hunter & Qian
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationModèles HQ
NGC 3115 – S0
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationModèles HQ – le trou noir central
Masse du trou noir: 6.5 108 Msol
NGC 3115 – S0
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationModèle HQ – LOSVDs et couverture 2D
NGC 3115 – S0
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisation Programmation quadratique – Le halo noir
NGC 3115 – S0
Brillance de surfaceCinématique
Densité spatiale
Librairie d’Orbites
Observables pour chaque orbite
Densité de surfaceM/L
Potentiel
Matière Noire
2 de l’ajustement
NNLS
Superposition optimale d’orbites
III – Techniques de III – Techniques de modélisationmodélisationMéthode de Schwarzschild
Conditions initiales des orbites:L’Energie
Théorème de Jeans ),,(),( DF DF 03
00 ILEII z
Echantillonner les orbites à travers leurs intégrales
• Energie E
Grille logarithmique en rayon circulaire grille en E
Domaine radial suffisant pour couvrir toute la masse
• Moment angulaire Lz
Grille linéaire du minimum Lz (=0, orbite radiale) au maximum Lz
(orbite circulaire) à cette Energie
Conditions initiales des orbites:Le moment angulaire
• Troisième intégrale I3
Paramétrisée avec un angle initial atan(zzvc/Rzvc) sur la ZVC, du minimum I3 (=0, orbit planaire) au maximum I3 (orbit tube fine) à ces valeurs de E et de Lz
0
),(
0
0,0,0
v
zRx ZVCZVC
Conditions initiales:
Cretton et al. 1999
Conditions initiales des orbites:la troisième intégrale
Intégration de l’Orbite
Intégrer nE x nLz x nI3 orbites et enregistrer sur:• Grille polaire intrinsèque:
Densité (r,) , moments de vitesse• Grille polaire projetée:
Densité (r’,’)• Grille cartésienne projetée:
Densité (x’,y’) , LOSVD VP(x’,y’,v’)
Enregistrer les contributions fractionnelles en une …..
Observables et contraintesObservables et contraintes
OCC
O
nnn
n
OO
OO
,1,
,11,1
...
... Matrice Orbitale
Vecteur contraintes
• Photométrique:
Modèle de masse, intégré sur les cellules de la grille, normalisé par la masse totale de la galaxie
• Cinématique:
Ouvertures avec au plus 6 moments de Gauss-Hermite
Résoudre le problème matricielRésoudre le problème matriciel
2
2 ),,(
j j
iijjj
BH D
ODiLMM
Problème type moindres-carrés:• Trouver les poids orbitaux, vecteur j>0, qui donne la superposition i j Oij la plus proche de Dj
• NNLS ou toute autre méthode de moindres carrés
• La qualité de l’ajustement est donnée par:
Constraindre MConstraindre MTRTR et le M/L et le M/L
Mbh
M/L 3
Calculer une librairie d’orbites pour des valeurs différentes de MTR et du M/L
Résoudre le problème matriciel pour chaque modèle (NNLS)
Tracer les contours de 2
La galaxie compacte M32 La galaxie compacte M32 (E3)(E3)
La galaxie compacte M32 La galaxie compacte M32 (E3)(E3)
Petit compagnon – inactif – de la grande galaxie d’Andromède (M31)
Plusieurs travaux suggère la présence d’une masse centrale noire
Etude la plus poussée: Modèle de Schwarzschild axisymétrique utilisant des données longue-fente (sol) et la spectro d’ouverture HST/FOS (van der Marel et al. 1997, 1998)
Résultats:– (M/L)V=2.0 ± 0.3– MTR=(3.4 ± 0.7)x106 Mo
– 55o < i < 90o
Des données STIS/HST (longue-fente) viennent d’être publiées par Joseph et al. (2001)
M32: Modélisation M32: Modélisation dynamique avec les dynamique avec les données SAURONdonnées SAURON
Nouvelles données:– Cartes SAURON dans les 9”x11” centrales (de Zeeuw et
al. 2001)– Données STIS le long du grand axe (Joseph et al. 2001)
V h3 h4
V
h3
h4
STIS
M32: Paramètres du M32: Paramètres du meilleur ajustementmeilleur ajustement
Contraintes fortes sur M/L, MBH, i
MBH en accord avec van der Marel et al. 1998
(Verolme, Cappellari et al. 2002)Niveau 3
M32: Importance de la M32: Importance de la spectro 2Dspectro 2D
SAURON + STIS 4 fentes + STIS Paramètres du modèle et
dynamique interne fortement contraintes
Niveau 3
NGC 821: SchwarzschildNGC 821: Schwarzschild
- Le champ de vitesse est bien reproduit par le modèle
DO
NN
EES
MO
DELE
RESID
US
Mc Dermid et al. 2002
Résultats pour NGC 821Résultats pour NGC 821V
ites
se
(km
/s)
Dis
per
sio
n
(km
/s)
M / L très bien contraint La masse du trou noir non contrainte
Distribution dans l’espace des phases Distribution dans l’espace des phases pour NGC 821pour NGC 821
Composante distincte autour de R~10’’
Cohérent avec le disque vu dans la photométrie
Comparaison de la cinématique Ca / H implique que l’age du disque est > 6 Gans
Rotation faible = fusion 1:3 sans dissipation?
Mc Dermid et al. 2002
III – Techniques de III – Techniques de modélisation:modélisation:modèles N corps + SPHmodèles N corps + SPHModèles non statiquesPossibilité d’inclure du gaz de manière
autocohérente
Mais Modèles génériquesPossibilité d’un « ajustement » dans des
cas très spécifiques Difficulté de résoudre les échelles trop
différentes
Modèles N corps: Modèles N corps: ExemplesExemples
Interactions
Vollmer et al.
Modèles N corps: Modèles N corps: ExemplesExemples
Interactions
Hibbard & Barnes
Modèles N corps: Modèles N corps: ExemplesExemples
Interactions
Hibbard & Barnes
Modèles N corps: Modèles N corps: ExemplesExemples
Interactions
Hibbard & Barnes
Modèles N corps: Modèles N corps: ExemplesExemples
Fusions de deux galaxies elliptiques
Simulations N corps + SPH de R. Fux
Barres – La Voie Lactée
Modèles N corps + SPH: Modèles N corps + SPH: ExempleExemple
Barres – La Voie Lactée
Simulations N corps + SPH de R. Fux
Modèles N corps + SPH: Modèles N corps + SPH: ExempleExemple
Barres – La Voie Lactée
Simulations N corps + SPH de R. Fux
Modèles N corps + SPH: Modèles N corps + SPH: ExempleExemple
Wozniak et al. 95, A&AS 111, 115
NGC 5850
III – Techniques de III – Techniques de modélisation:modélisation:modèles N corps + SPHmodèles N corps + SPHDouble barres
Barres secondairesBarres secondaires
N corps + SPH (D. Friedli)
Etoiles
Gaz
t
Cinématique 2D des Cinématique 2D des barres secondairesbarres secondaires
OASIS/CFHT
Stars
Gas
NGC 2859
Modèle N corps + SPH
Modèles N corps + SPHModèles N corps + SPHOndes de densité
WFPC2 / HST
TIGER / CFHT
M 31
bande I
V
Les 10 pc centraux de M 31
Kinematical axisKB99
FOCSTIS
Bulge subtracted kinematics
V
OASIS + PUEO / CFHT
Kin. axis
STIS
arcsec
arcs
ec
STIS / HST
Un mode m=1 képlerien?Pattern speed
Vue de face« observé »
coupes
Major-axis 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)
Temps de vie: > 3000 rotations ~ 4 108 ans
arcs
ec
arcsec
F814W
HRCAM
Zoomons sur M 31…
Berman 01, A&A 371, 476
gas flow model
Modèle de l’absorption
kpc
kpc
5 pc
IV –IV – Perspectives Perspectives et Conclusionset Conclusions
Quelles problèmes à résoudre?Quels instruments?Quels outils de modélisation?
Une illustration…
Galaxies 'Axisymétriques' Galaxies 'Axisymétriques'
Cinématique alignée avec le grand axeRotation ‘normale’
Galaxies 'Triaxiales'Galaxies 'Triaxiales'Non alignement des axes
photométriques et cinématiques
Galaxies à dynamique Galaxies à dynamique complexecomplexe
La photométrie est-elle La photométrie est-elle un bon indicateur?un bon indicateur?
Coeurs cinématiquement Coeurs cinématiquement découplésdécouplés
IV – Perspectives et ConclusionsIV – Perspectives et Conclusions
Généraliser les modèles Lier Dynamique et Chimie!
La matière noire ?Morphologie / dynamique des galaxies à z > 0
?Rôles des composantes (barres, trous noirs,
modes m=1, …)
Couverture multi longueurs d’onde Couverture multi échelle Couverture 2D