Astronomie Extragalactique

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 7: Formation et Évolution des Cours 7: Formation et Évolution des galaxies: mécanismes galaxies: mécanismes

environnementaux environnementaux


Formation et Évolution des Formation et Évolution des galaxiesgalaxies

• Contexte: Amoncellement hiérarchique (Hierarchical Clustering)

• Évolution via environnement (Dressler 1980)

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


HierarchicalClustering

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


Classicalvs

Hierarchical

Ellis et al. 2000


Effets de Effets de l’environnementl’environnement

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

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

– Ram Pressure du IGM: Sp -> S0

(Dressler 1980, ApJ, 236, 351)



(Dressler 1980)



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



Dressler 1980)



Proportion des différents types morphologiques (E, S0, S+Irr) directement relié à la densité (galaxies/Mpc3)


Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas

Concentration E S0 S (E+S0)/S

Très concentré

35% 45% 20% 4.0

Moyennement concentré

15% 55% 30% 2.3

Peu concentré 15% 35% 50% 1.0

Dans le champ

15% 25% 60% 0.7



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 & dwarf) bouffe les S & dwarf)


Collisions entre Collisions entre galaxiesgalaxies

Distances entre les * sont très Distances entre les * sont très grandes: 20 x 10grandes: 20 x 1066 x diam. x diam.

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

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



Univers est en expansion (t ; )

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



Lorsque 2 galaxies entrent en Lorsque 2 galaxies entrent en collision, c’est surtout le milieu collision, c’est surtout le milieu interstellaire (gaz) qui réagit interstellaire (gaz) qui réagit

violemmentviolemment

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 transformés

en mouvement au hasarden mouvement au hasard

(dispersion des vitesses)(dispersion des vitesses)

disques elliptiquesdisques elliptiques

(plate) (sphérique)(plate) (sphérique)



Phénomène de ram pressure :

Spirale se fait arracher sa composante

gazeuse par le milieu

intergalactiqueS -> S0


Interaction Interaction gravitationnellegravitationnelle

Premières simulations d’interactions gravit. 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)

Holmberg 1941



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

• Near miss, opposite spins

• Disque devient lopsided 1 -> 8Toomre 1972



• début: formation d’un pont (bridge)

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

• Galaxie perd sa structure originale



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


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 nainesde marées(tidal dwarfs)


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


Hibbard

Toomre & Toomre1972



Simulations numériques(Dubinski et al 1996)

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



Messier 51couleur

DSS

2MassNIR

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 concentriques

HI


Mergers (optique)Mergers (optique)


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


MW & Sagittarius


MW & Sagittarius

Stars streams


Magellanic Stream & Magellanic Stream & HVCHVC

Putman

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique Gaz intergalactique

HI HI

M81

M82

NGC 3077


Formation des anneaux polaires

Soit par fusion de galaxiesavec J perpendiculaires

Ou par accrétion de gaz dans les parties externes

cf LMC/MW

Forme 3D de la matièrenoire? (séminaire)


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: diminue à

cause de l’expansion Steinmetz


Collision galaxies riches Collision galaxies riches en gazen gaz

Collision de galaxies riches en gazHalo peu important


Collisions d’amasCollisions d’amas

ICM ICM + galaxies

Composante de DM importantcollision plus sticky


Ram PressureRam Pressure Virgo - HI Virgo - H

Cayatte et al. 1990 Chemin et al. 2005


Ram Pressure vs windsRam Pressure vs winds


Ram Pressure StrippingRam Pressure Stripping

Simulation d’une galaxie passant au centre de Virgo

IGM chaud: 107 k IGM faible densité:

~10-4 cm-3 IGM mass: 1013 Msol

Vollmer web


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


Gauchissements Gauchissements (warps)(warps)

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



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



3 origines possibles pour les warps:A. Interaction

gravitationnelleB. Accrétion ( 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

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