Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 3 :...

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 3 : Cinématique (elliptiques & Cours 3 : Cinématique (elliptiques & spirales) spirales)

& Distribution de masse (spirales & & Distribution de masse (spirales & naines)naines)


Structure des galaxies Structure des galaxies elliptiqueselliptiques

• Galaxies elliptiques Galaxies elliptiques sont sont smoothsmooth et et featurelessfeatureless

• I I ~~ r r ¼¼

• Profil de luminosité Profil de luminosité : on peut mesurer : on peut mesurer un run ree et un I et un Iee (m (mee))

• RRee : grandeur : grandeur • IIee : luminosité : luminosité



E brillantes sont plus grosses E brillantes ont une faible brillance de surface p/r bulbes

2 familles



• On voit que :On voit que :• Les elliptiquesLes elliptiques• Les nainesLes naines• Les amas Les amas

globulairesglobulaires• sont des entités sont des entités

totalement totalement différentesdifférentes

Evstigneeva et al. 2004


Cinématique des Cinématique des ElliptiquesElliptiques

• Vitesses des populations d’*:Vitesses des populations d’*:– Rotation (V): vitesse de Rotation (V): vitesse de

rotation nette des étoilesrotation nette des étoiles– Dispersion (Dispersion (): mouvement ): mouvement

au hasard des étoilesau hasard des étoiles• Disque (e.g. MW): Disque (e.g. MW):

– V=220 km/s, V=220 km/s, = 30 km/sec= 30 km/sec– V/V/ ~ 7 = disque froid~ 7 = disque froid

• Elliptique Elliptique – V=10-50 km/sec, V=10-50 km/sec, = x10-= x10-

100 km/sec 100 km/sec – v/v/ ~ 0-1 ~ 0-1

Graham et al. 1998


Relation Faber-JacksonRelation Faber-Jackson

• V/V/ est corrélée avec est corrélée avec la luminosité:la luminosité:– Ell luminosité Ell luminosité

V/V/ supportés par la supportés par la rotationrotation

– Ell luminosité Ell luminosité V/V/ supportés par la supportés par la dispersion des dispersion des vitessesvitesses

log v = -0.1MB +0.2


Relation Faber-JacksonRelation Faber-Jackson

• La relation de FJ a La relation de FJ a beaucoup de beaucoup de dispersion dispersion ~ 2 ~ 2 magsmags (beaucoup (beaucoup plus que la relation plus que la relation TF ~x0.1 mag)TF ~x0.1 mag)

• Indication de la Indication de la présence d’un 2iè présence d’un 2iè paramètreparamètre

Non-barrées

Barrées


Plan fondamentalPlan fondamental

• 2iè paramètre: r2iè paramètre: ree

• 4 paramètres à 4 paramètres à mesurer:mesurer: L : luminositéL : luminosité RRee : rayon effectif : rayon effectif <m<mee> : brillance > : brillance

de surface de surface moyennemoyenne

: dispersion des : dispersion des vitessesvitesses

• Plot par1 vs par2 Plot par1 vs par2 beaucoup de beaucoup de dispersiondispersion


Plan fondamentalPlan fondamental

• 1 par. vs une 1 par. vs une combinaison de 2 combinaison de 2 autres, la autres, la dispersion est dispersion est réduiteréduite

• 4 paramètres mais 4 paramètres mais seulement 3 seulement 3 indépendantsindépendants

• Plan fondamental Plan fondamental ( ( & m & mee vs r vs ree))


Données cinématiquesDonnées cinématiques


Trou noir (BH) centralTrou noir (BH) central



Young et al. 1978Young et al. 1978



Bleu : *Vert : gaz chaudRouge : gaz froid

Kormendy, web page


Dynamique des Dynamique des disquesdisques

• Un disque est un système en équilibre Un disque est un système en équilibre entre:entre:– Gravité (vers l’intérieur)Gravité (vers l’intérieur)– Rotation (vers l’extérieur)Rotation (vers l’extérieur)

• Un disque est supporté par la rotation en rUn disque est supporté par la rotation en r– VVrotrot ~ 200 km/sec~ 200 km/sec

• Un disque est supporté par la dispersion Un disque est supporté par la dispersion des vitesses en zdes vitesses en z– ~ 10 km/sec~ 10 km/sec

• Donc, VDonc, V(r) permet de déduire le potentiel (r) permet de déduire le potentiel gravitationnel gravitationnel (r)(r)



• A partir de l’équation de Poisson:A partir de l’équation de Poisson:

• Jusqu’au années 70s, la méthode des Jusqu’au années 70s, la méthode des flattened-spheroids était utilisée. La flattened-spheroids était utilisée. La distribution de masse était modélisée distribution de masse était modélisée par une succession de coquilles (shells) par une succession de coquilles (shells) aplaties aplaties (a), où a est l’axe majeur de la (a), où a est l’axe majeur de la coquillecoquille



• L’aplatissement de la coquille est L’aplatissement de la coquille est donnée par (1 – kdonnée par (1 – k22))1/21/2, k est le , k est le rapport d’axesrapport d’axes

• L’avantage de ce modèle est que L’avantage de ce modèle est que V(r) dépend seulement de V(r) dépend seulement de (a < r) (a < r) parce que le potentiel parce que le potentiel à l’intérieur à l’intérieur de la coquille est constantde la coquille est constant



• Brandt curve (Brandt 1960)n = paramètre de formedétermine où la courbecommence à êtreKéplérienne

Mtot = (3/2)3/n V2max rmax / G



Disque infiniment minceDisque infiniment mince (Freeman 1970)



Disque exponentiel



Courbe Courbe ““solid bodysolid body””Courbe “flat”



(Carignan 1983)

Infiniment mince

c/a ~ 0.2


Courbes de rotation Courbes de rotation optiquesoptiques

Rubin et al.1980, ApJ, 238, 471


Courbes de rotation Courbes de rotation optiquesoptiques

Kent 1986, AJ, 91, 1301

disque

bulbe


Courbes de rotation HICourbes de rotation HI

Bosma 1981, AJ, 86, 1825



Bosma 1981, AJ, 86, 1825

M(r) ~ r M ~ HI


ModModèles de masseèles de masse

NGC 3109

Jobin & Carignan 1990



Rogstad 1974, AJ, 193, 309



Sicotte & Carignan 1997, AJ, 113, 1585



Bosma 1981, AJ, 86, 1791



Bosma 1981, AJ, 86, 1791

warp



Carignan & Freeman 1985, ApJ, 294, 494



Carignan 1985, ApJ, 299, 59

Disque HaloNGC 3109



• Formalisme pour la halo (Kent Formalisme pour la halo (Kent 1986)1986)



van albada et al 1985, ApJ, 295, 305



Kent 1987, AJ, 93, 816



• MOND (MOdified MOND (MOdified Newtonian Dynamics)Newtonian Dynamics)

• Milgrom (1983) propose Milgrom (1983) propose que la loi de la gravité que la loi de la gravité doit être modifiée en doit être modifiée en présence de petites présence de petites accélérationsaccélérations

• A grands r, vA grands r, v22 = (GMa = (GMa00))1/2 1/2

où aoù a00 = constante = constante

Begeman et al. 1991



Sanders et al. 1991 Blais-Ouellette et al. 2001



Carignan & Beaulieu 1989

Carignan & Freeman 1988



Carignan & Purton 1998


ModModèles de masseèles de masseDécroissanceDécroissance

KeplerienneKeplerienne


Modèles de masse

r < 8 kpcMtot = 3x109 Msun

90% dark matter

DDO 154



Carignan et al. 1990



Blais-Ouellette et al. 1999


ModModèles de mass (cusp vs èles de mass (cusp vs core)core)

Blais-Ouellette et al. 2001



LSB LSB & naines

De Blok & Bosma 2002

Swaters et al. 2003



De Naray et al. 2006


Importance de données 3D

(ex.: galaxies barrées)

N-body + SPH simulations – GADGET code


Distribution de masseDistribution de masse

• Supposons que la masse est distribuée Supposons que la masse est distribuée sphériquement, la masse intérieure à sphériquement, la masse intérieure à r(kpc) peut s’exprimer en terme de V(r) r(kpc) peut s’exprimer en terme de V(r) (km/sec):(km/sec):

M(r) = (2.3265 x 10M(r) = (2.3265 x 1055).r.V).r.V22(r) M(r) Msun sun (1)(1)

• Si on différencie (1) (2)Si on différencie (1) (2)locallocal = (1.85 x 10 = (1.85 x 1055))[V[V22/r/r22 + 2.(V/r)(dV/dr)] M + 2.(V/r)(dV/dr)] Msunsun/pc/pc33 (2) (2)

• Si V =cste dV/dr =0Si V =cste dV/dr =0 M(r) rM(r) r (r) r(r) r-2-2


Distribution de masse Distribution de masse dans les galaxies spiralesdans les galaxies spirales

• Vitesse maximum de Vitesse maximum de rotation vs types rotation vs types

• Cercles ouverts: Cercles ouverts: observations optiques observations optiques

• Cercles fermés: Cercles fermés: observations HIobservations HI

• Masse décroit Sa Masse décroit Sa ->Sm->Sm(Brosche 1971.A&A, 13, 293)


M/L dans les galaxiesM/L dans les galaxies

• (M/L)(M/L)BB (r < r (r < rHOHO) vs types) vs types• Sa -> Sm Sa -> Sm

pop. vieille -> pop. jeunepop. vieille -> pop. jeune


Visible vs sombre

Puche & Carignan 1991


Kormendy, web page

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