Interactions entre Galaxies
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Interactions entre Galaxies
Formation Post-Master
Dynamique des Galaxies
Françoise COMBES
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NGC 2207 and IC 2163– Hubble image
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Arp 188
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Arp 295
Contours en blanc:Gaz HI 21cm
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Nature de l'interaction
Beaucoup de propositions, et notamment interactions magnétiques(tube de force)
En 1972, Toomre & Toomre: simulations à 3 corps restreint(après Pfleiderer and Siedentopf, qq années auparavant)
Interactions purement gravitationnellesBisymétrie m=2Similarité avec les barres
Génération de deux bras spiraux
La self-gravité et son amplification permet aux parties internesde développer des ondes de densité contrastées
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Comparaison des potentiels desbarres et des interactions de marée
Différentes forces à grande distancedu centre, où la barre est faible
Les interactions sont, elles,dominantes aux bords
μ est le rapport de masse entreles deux galaxies
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Messier 51et son compagnon NGC 5195
Toomre & Toomre1972
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Interactions entre galaxies•Phénomènes de marée très fréquents
•Formation de ponts de matière entre les galaxies
•Burst de formation d'étoiles
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Messier 51couleur
DSS
2 MassNIR
Radio, VLA
Keel website
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Les AntennesToomre & Toomre1972
Hibbard's website
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Les Antennes HSTformation de SSC(Super Star Clusters)
Les Antennes, HI Hibbard et al 2001
Contours obtenus au VLA+BVR colors
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Les Souris
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Simulations numériques(Dubinski et al 1996)
La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noireet surtout sa concentration
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Ensemble de fusions de galaxies(Hibbard's website)
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Galaxies en anneauLorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriquescf Lynds & Toomre 76
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Horellou & Combes 1999
Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondreavec les anneaux résonants dans les galaxies barrées
De même, un autre phénomène: les anneaux polaires(une fois vus de face..)
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Plusieurs anneaux se forment successivement,avant l'enroulement dans l'espace des phases
Formation desondes annulaires
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Spitzer PAH (8) anneaux décentrés
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Simulation numérique
N-body + sticky106 particules350pc résolution
évolution pendant 1Gyr barre+spiral
Puis collision210 Myr
Rapport de masse1/13
Anneau central 30deg inclinaison
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Splash de gaz interstellaireMessier 81, Messier 82, NGC 3077HI
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Reconstitution de l ’interactionRapport de masse faible, de l’ordre de qq %
Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local
Les Nuages avancentdevant
Contraintes sur lamasse de la Voie Lactée
V ~200 km/s
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Le Courant Magellanique
Détecté en hydrogène atomique HI à 21cm de longueur d ’ondeAutant 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
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Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie
Origine encore inconnue
Leur masse dépend de leur distanceRésidus de la formation du Groupe Local? --> très massifsOu juste chute des Nuages de Magellan?
Origines multiples
Aussi, effet fontaineaprès formation desupernovae..
Wakker et al 99
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Interaction avec Andromède
La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la VoieLactée, n ’est qu ’à 700 kpcElle 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 estinconnue
Bientôt des mouvements propres avec le satellite GAIA
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Simulations de la rencontre avec M31
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Formation des anneaux polaires
soit par fusion de galaxiesavec J perpendiculaires
Ou par accretion de gas dansles parties externes
cf LMC/MW
Forme à 3D de la matièrenoire?
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Formation des Anneaux Polaires
Par collision?Bekki 97, 98
Par accretion?Schweizer et al 83Reshetnikov et al 97
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Formation des PRG par collision
Bournaud & Combes 2002
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Scénario du merging: inclinaison de l’anneau
L’inclinaison dépend de Mais même si <55 impossiblede produire des PR plus inclinésque 24 degrés
Les anneaux sont stables, t=8 Gyrs
Edge-on 10degrés
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Plusieurs anneaux avantenroulement dans l’espace desphases
Formation desondes annulaires
Dissipation àla formation de l’anneau
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Formation des PRG par accrétion
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Scénario de l’accrétion
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Scénario de l’accrétion
Capable de former des PRinclinés
NGC 660 Gas+stars Gas only
NGC 660 contient du gazProbablement instable par précessionMême si self-gravitant
Pas dans le scénario du merging
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NGC4650: un cas d’accrétion
Pas de halo stellaire détecté autourde la galaxieComme dans le scénario du merging
PR= 8 109Mo HI et 4 109 Mo étoiles
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Les anneaux polaires et la matière noire
Les simulations montrent que la matière noire ne se concentre pasEt ne s’aplatit pas (au contraire) inférieur a E4
Le cas de NGC 4650A:Halo sphérique (Whitmore et al 87)
MN aplatie selon l’équateur (Sackett & Sparke 90, Sackett et al 94)
MN aplatie le long du pole (Combes & Arnaboldi 96)
Relation de Tully-Fisher pour les PRG:(Iodice et al 2002)
La largeur HI mesure la dynamique des PRAlors que la luminosité R ou NIR mesure la galaxie hôte
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Tully-Fisher pour les PRGs
TF in I bandIodice et al 2002
AM2020-504
UGC4261
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TF en K pour les PRGs et simulations15%peak
Ex Simulations
Cercles: sans massetriangles: massif
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43
Les PR ne sont pas circulairesLes deux composants sont vus edge-on (effet de sélection)
Le V observé des PR est le plus petit, quand la MN est aplatieselon l’équateur
Plus il y a de MN, plus le PR est excentrique
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Tully-Fisher pour les SO
"Mass" TF ou "baryonic"Incluant le gaz HI
Simulations montrent des PR excentriques
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45
TF de la galaxie hôte vs Anneau Polaire
Spiral galaxies
hosts
PRs
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46
Polar rings from cosmic gas accretion
Brook et al 2008
After 1.5 Gyr, interaction between the two disks destroys the PRG
Velocity curve about the same in bothequatorial and polar planes
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47
Warps et oscillations en z
Z(r,θ,t)=zo/2 [cos((Ω-νz)t-θ) +cos((Ω+νz)t-θ)]
Z(r,θ,t)=zo cos(Ωt-θ) cosνzt
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Décomposition en deux ondes progressives, de fréquenceΩ p = Ω + νz et Ω - νz, cette dernière rétrograde
Ne peut exister qu'au delà de la résonance(théorie des ondes de densité)
La self-gravité, là aussi, va aider à égaliser les taux de précession
Pourtant, les paquets d'onde vont se propager vers le bord dela galaxie, et s'amortir, car l'amplitude devient de plus en plusgrande
Pas de réflexion possible, et d'amplification de cavité(comme le SWING, WASER..)
Autres mécanismes, comme intéraction entre galaxies, ou bienaccrétion continue de gaz externe, avec un moment angulaire différent
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Fusion entre galaxiesFriction dynamique: une masse M dans une mer d'étoiles
Formule de Chandrasekhar (43)
dv/dt = -v 16π2/3(lnΛ)G2mM f(0)
ρ = m f(0)
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50
Approximations de laformule de Chandrasekhar
Force locale, non globaleForce à distance?
Self-gravité?
Déformation du compagnon?
Seules les simulations donnentle bon ordre de grandeur
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Critéres pour la fusion
Deux galaxies sphériques: dépend de leur énergie E = v2/2de leur moment L = bvPour deux systèmes non liés, il existe une vitesse vmax (Emax)au delà de laquelle la fusion ne se produira pas
Pour les galaxies spiralesphénomènes de résonance
la fusion en est facilitée
L
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52
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)
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53
Hibbard's website
HI 21cm
Formation de nainesde marées(tidal dwarfs)
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54Braine et al 2000, 01
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55
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56
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 perpendiculairementau grand axe, pour les galaxiesalongées
S'enroulent aléatoirement pourles galaxies rondes en projection
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57
Mécanisme de "phase wrapping"
Enroulement de phase (Quinn 1984, Dupraz & Combes 1986)
Forme à 3D des galaxies elliptiques? Matière noire?
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58
Dupraz & Combes 1986
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59
Gaz dans les coquilles?
Jaune: star shells
Blanc: HI
Bleu: Radiojets
RougeCO obs
Charmandaris, Combes, van der Hulst 2000
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60
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61
Hierarchical scenario
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62
Formation d'étoiles dans les fusions
E0 Sa Sbc Sd
Transfert du gaz vers le centre Par les barres dans les interactions
ProjetGALMER Di Matteo et al 07
Tree-SPH2 105 partSF+ feedback
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63
Le flux de gaz produit des starbursts
Orbites retrograde plus de starbursts
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64
Orbite directe gSa gSa
100kpc
dir
ret
ret
IN
OUTSens des flux de gaz
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Formation des Contre-rotation
Rencontre entre spiraleet elliptique
Orbite retrograde
Forces de maréeImportantes aux bords
Le centre non affectéGarde son orientation
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66
Elliptical + spirale
Avec ou sans gaz,Mécanisme fficace
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67
Echange de moment angulaire Solid r < 2kpcDash 2< r <5kpc
Dot-dash 5<r<10Dots r>10kpc
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Conclusions
Interaction entre galaxies: formation de bras spiraux, d'anneaux,de warps, d'anneaux polaires..
Formation d'étoiles, starbursts
Formation des galaxies par fusion: scénario hiérarchique
Formation de "super star clusters" qui deviendront des amasglobulaires
Histoire de la formation d'étoiles: pic vers z=2, lorsque lesamas se virialisent, et les galaxies fusionnent en grand nombre
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Histoire de la formation d'étoiles
Bouwens et al 2009