Dynamique des galaxies Confrontation aux Observations Eric Emsellem CRA Lyon.

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 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 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.


Interactions

Hibbard & Barnes


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

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

Dynamique des galaxies Confrontation aux Observations Eric Emsellem CRA Lyon.

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