Post on 21-Jan-2016
description
Evolution le long de la séquence de Hubble
Formation Post-master
Dynamique des Galaxies
Françoise COMBES
2
Galaxies BarréesLa 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 Type Stochastic Global PercentageSA 15 7 32%
Isolé SAB 7 16 70%SB 4 11 73%SA 3 4 57%
Binaires SAB 1 16 94%SB 1 11 92%SA 15 32 68%
Groupe SAB 21 38 64%SB 12 45 79%
3
N2442
N613
N3351
N5850
4
Formation des barres
Les barres sont des ondes de densité, et peuvent être considéréescomme la combinaison de paquets leading et trailing
Elles sont plus stationnaires que les spirales (pas de couples, siseulement stellaire) quasi mode
Les premières simulations numériques N-corps (Hohl 1971,Miller et al 1970)ne trouvent pas de spirales, mais des barresrobustes sur un temps de Hubble,car uniquement stellaires
5
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) - Ωb
2 r2/2
Lz non conservé bien sûr, puisque potentiel non-axisymétrique(couples)
6
Forme du potentiel équivalent, dans le reférentieltournantBarre parallèle à Ox
Points de Lagrange: points stationnairesL4 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)
7
Familles d'orbitesLes orbites périodiques sont le squelette; elles attirent et piègentles 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, // barreavec 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)
8
Familles x1 et x2 Après la corotation
Lorsque l'on s'approchede CR, résonances deplus en plus élevées
Contopoulos & Papayannopoulos 1980
9
Bien sûr les orbites x1 supportent la barre, alorsque les orbites x2 l'affaiblissent, et peuvent aller jusqu'à la détruire
Auto-régulation
La présence d'ILR entame leprocessus
Les orbites ne supportent plus labarre au-delà de la corotation
Une barre se termine en généraljuste à l'intérieur de sa corotation
excellent diagnostic pour connaître Ωb
10
Simulations N-corps et barres
Les calculs analytiques, basés sur la théorie des ondes de densitéWKB ondes très enrouléesLe contraire des barres!
Surprise dans les premières simulations numériques (1970)
Self-gravité, effets collectifs, intéractions en N2
N = 1011
Astuces: FFT rapidesLe potentiel est la convolution de 1/r par la densitéA chaque dt, on calcule la TF de la densité, puis on multipliedans 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
11
Méthodes: Tree-code
Approx: monopole +quadrupole, selon critèred'ouverture
Avantage: pas de grille Résolution variable
Barnes &Hut (83)
12
Méthodes: collisions ou SPHPour 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
13
Avec W( r ) normalisé à 1, et à support borné
Evaluation de toute quantité:
Symétrisation des termes de pression
Technique SPH convolution
Ou dérivée
14
Bar formation
étoiles
gaz
15Formation d'anneaux aux résonances
Temps total: 1.2 Gyr
16
Formation d’une barre
17
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 frictiondynamique sur le halo
Debattista & Sellwood (1999)Vu la rotation rapide des barres, le centredes galaxies n'est pas dominé par la DM
18
Profil vertical: cacahuètes
La barre dans la direction verticale se développetoujours en "peanut"au bout de qq GyrForme de boîte dans l'autreorientation
Résonance en z(Combes & Sanders 81Combes et al 90)
19
NGC 128Galaxie cacahuète
COBE, DIRBE Voie Lactée
20
Formation des bulbes/peanuts
21
Orbites périodiques à 3D: resonance Linblad en zexplique l'existence des peanuts
22
Réponse du gaz à un potentiel barré
Le gaz tend à suivre lesorbites périodiques
Mais les orbites ne peuvent se croisercollisions, dissipation
la réponse du gaz tournegraduellement à chaque résonance
spirales
23
Sanders & Huntley 1976Le nombre de tours de la spirale est relié aunombre de résonances
Athanassoula 1992
barre à 45°La présence de résonancesILR ==> orbites x2 chocs
Selon la nature du gaz, la réponsechange de morphologieOndes de choc, si gaz fluide
24
Couples exercés par la barre sur le gaz
Les couples changent de signe à chaque résonance, et peuventse déduire de simples arguments géométriques
Le gaz à l'intérieur de la corotationva perdre son momentet tomber vers le centre
A l'exterieur de la CR, au contrairele gaz s'accumule à l'OLR
25
Formation d'anneaux
Ωb = 16km/s/kpc Ωb = 13km/s/kpc Ωb = 10km/s/kpcILR Combes & Gerin 1985
Formation d'un anneauà l'OLRSchwarz, 1981
26
Buta & Combes 2000
Formation d’anneaux aux résonances(Schwarz 1981, 84)
Donne une idée de Vspas trop de viscosité
Les couples degravité changent designe à chaque résonance
Relatif équilibre
27
Barres nucléairesPhénomène observé depuis longtemps, mais expliqué quedepuis quelques années NGC 4314
Erwin 2004Contours + B-V colors
NGC 5850
28
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 primaire (d'après Combes et al. 2001).
NGC 5728DSS+CFHAdaptive OpticsNIR
29
NGC4314
Formation d'étoiles dansl'anneauentourantla barrenucléaire
Les barres nucléaires sont surtout visibles en NIR, non perturbépar l'extinction
30
Découplage de barres nucléaires
L'évolution naturelle d'un disque barré, avec gazAccumulation 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 mêmele 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 barresprimaire et secondaireEx: CR de la 2nd = ILR de la première
31
Formation d'une barre secondairedans les Pb N-corps + gaz
Friedli &Martinet 93
Positions respectives del'anneau etde la barre
32
Barres secondaires
N corps + SPH (D. Friedli)
Etoiles
Gaz
t
33
Barres et doubles barres
34
Vitesses angulairescomparées 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
ωb = ω1+ ω2
35
Spectre d'amplitude pour le modem=2 (Masset & Tagger 97)
2 Ω- κ versus rdonne le lieu des résonance deLindblad ILR2 Ω- κ versus rOLRà t=8 Gyr
Spectre m=4Les courbes 4 Ω- κ versus r4 Ω+ κ
onde de battement m=4obtenue à la bonne fréquenceωb + ωs
31.8 + 13.9 =45.7 km/s/kpc
36Barre et spirale à vitesses différentes (Sellwood & Sparke 1988)
densité potentiel
37
Alimentation des noyaux actifs
Les barres sont un moyen de précipiter le gaz vers le centrepour alimenter les starbursts, mais aussi les AGN
Pourtant, dans une première étape, la matière est piégée dans lesanneaux 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?
38
Orbits périodiques dans un potentiel en cos 2θLe gaz tend à suivre ces orbites, mais tourne graduellement de 90° à chaque résonance
A) sans BH, leading
B) avec BH,trailing
39
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 chaotiquesdéflection de la masse centrale
Evolution: destruction des orbites périodiques, si évolution rapidedéplacement des résonances
Création des "lentilles", diffusion des orbites chaotiqueslimitées seulement par leur énergie dans le réferentiel tournantΦ( r ) -1/2 Ω2 r2
En dehors de la corotation: pas de limite (frontière brutale)
40
Fraction de l'espace desphases occupé par les orbites x1, soutenant labarre
Surfaces de section pour un BHde 3% en masse
pour une particule de distance maxa) 0.25 ab) 0.65aa taille de la barre
41
Surfaces de section pour lesorbites dans le plan de lagalaxie, 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~-0.3Hasan et al (1993)
42
Formation de lentilles, et de "ansae" ou anseslors 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 etrégulier
Les lentilles dans les galaxies sont repérables par leur profil radial caractéristique et abrupt (Kormendy 1982)
43
Rôle du gaz dans la destruction
Le gaz est amené au centre par les couplesLe moment angulaire est pris par la barre
Ceci détruit la barre Moment négatif à l’intérieur de la CR, ~ A2 (b-)Le moment du gaz à l’intérieur de la CR est du même ordre
Pas seulement la présence d’une concentration de masse1% 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)
44
Rôle des couples de gravité
6% masse de gazbulbe 25%Gaz dans 300pc ~ 1%
Plus facile de refomerla barre!
4% masse de gazbulbe 20%Gaz dans 300pc ~ 0.8%
Bournaud & Combes 2004
45
Avec accrétion
Le gaz est accrété par intermittenceD’abord confiné à l’extérieur de l’ OLR,jusqu’à ce que la barre,faiblisse, il entre alors dans le disque, qui devientinstable à nouveau etreforme une barre
Sans
46
Simulations de l’accrétion de gaz Reformation des barresUne 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 évoluentet le type morphologique peut osciller
Mbul/Md<1
Mbul/md >1
47
Changement de type
48
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 centraleΩ - 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 repousséetrès loin dans le disque, et même parfois hors du disque d'étoiles
Laisse la distribution exponentielle gouverner le profil radial(Combes & Elmegreen 1993)
49
Barres dans des galaxies "late" (gauche)et "early" (droite)Etoiles et gaz
Fréquences de rotationet précession
Profils radiaux des barresdans les deux types morphologiques (CE 93)
50
Instabilités m=1
Asymétries excentriques observées dans la distribution de lumière, mais aussi du gaz HI à 21cmRichter & 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
51
Kamphuis et al 1991M101
Noter les nombreusesbulles
La fléche indique unesuper-bulle, dûepeut-être à une interaction
52
NGC 628(Kamphuis et al 1992)
Contours = HI à 21cm
Grande extension de gazautour de la galaxieoptique
Spirales et fragmentation loin de la zone optiqueStabilité??
53
Mécanismes possibles
Principale difficulté: Le taux de précession différentielle très rapideΩ - κ près du centre
Excepté pour un disque purement Képlérien, potentiel en 1/Roù 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)
54
Instabilité m=1dans un disque quasi képlérienAdams, Ruden & Shu 1989
55
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 CRavec 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 ouaux frontières, on a un WASER, ou SWING
Lieux des points de rebroussement
Ωp = Ω + κ/m (1 - 1/Q2)1/2
56
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 portéeLe disque se conduit comme une cavité résonanteavec le décentrement stimulant constamment de nouvelles ondestrailing
La masse centrale gagne du moment angulaire, de même que le disqueen dehors de CR(changement de réferentiel COM, ou BH, le moment change de signe)
57
Alors que le taux de croissance pour le SWING est γ ~ Ωici 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
58
Modèles N corps + SPH
• Ondes de densité
WFPC2 / HST
TIGER / CFHT
M 31
bande I
V
10pc centrauxDe M31
59
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
60
Evolution sur la séquence de Hubble
61
Principaux paramètres de la séquence:
1. Rapport bulbe/disque: concentration de masse croissantede 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 matièrenoire se transforme en étoiles dans l'évolution, ce ne peut être quedu gas non condensé en objects compacts
5. Enroulement des bras croissant, dénotant une plus grande stabilitédes systèmes "early" (concentration de masse, rapport gas/étoiles)
62
Conclusions
Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble defaçon immuable
Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés selon la quantité de gaz accrétée
Les galaxies ne sont pas des systèmes complétement formésIls 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