Histoire des Galaxies

La Nuit des Etoiles 2002

Françoise Combes

Observatoire de Paris

Séquence de Hubble (diapason)

Séquence de masse, de concentration

Fraction de gas

Evolution sur la séquence de Hubble

NGC 1232 (VLT image)SAB(rs)c

NGC 2997 (VLT)SA(s)c

NGC 1365 (VLT)(R')SBb(s)b

Messier 83 (VLT)NGC 5236SAB(s)c

Formation de barres

étoiles

gaz

Formation d'anneaux aux résonances

Temps total: 1.2 Gyr

Les galaxies comme disques d'accrétion

Les galaxies sont en perpétuelle évolutionTendance à concentrer la matière (moindre énergie)

La gravitation est le principal moteur

Mais les mouvements de rotation empêchent la matière dese concentrer

•Dissipation d'énergie (gaz) pour réduire les mouvementsd'agitation

•Formation de spirales pour évacuer la rotation

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)

NGC 128Galaxie cacahuète

COBE, DIRBE Voie Lactée

Orbites dans une galaxie barrée

• Les orbites sont soit parallèles, soit perpendiculaires à la barre

• Elles tournent de 90° à chaque résonance

Le nombre de tours de la spirale est relié aunombre de résonancesSanders & Huntley 1976

barre à 45°La présence de résonances==> orbites perpendiculaires==> chocs

Athanassoula 1992

Selon la nature du gaz, la réponsechange de morphologieOndes de choc, si gaz fluide

N2442

N613

N3351

N5850

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

NGC4314

Formation d'étoiles dansl'anneauentourantla barrenucléaire

Les barres nucléaires sont surtout visibles en NIR, non perturbépar l'extinction

Mk1066

NGC 3081

NGC 3982

Regan & Mulchaey 99

Barres Nucléaires

Orbits périodiques dans un potentiel barréLe gaz tend à suivre ces orbites, mais tourne graduellement de 90° à chaque résonance

A) sans trou noir, leading

B) avec trou noir,trailing

Destruction des barres

Les barres concentrent la matière vers le centre

Pourtant, dès que 5% de la masse de la galaxie est concentrée dans le noyau, la barre est détruite

==> Phénomènes d'auto-régulation

Avec accrétion de gaz de l'extérieurune barre peut se reformer dans ledisque à nouveau instable

==> 3 ou 4 épisodes barrées dans la vie d'une galaxie

Changement de types

Interactions entre galaxies

•Phénomènes de marée très fréquents

•Formation de ponts de matière entre les galaxies

•Fusion entre galaxies

•Formation hiérarchique des galaxies

Messier 51et son compagnon NGC 5195

Toomre & Toomre1972

Messier 51couleur

DSS

2 MassNIR

Radio, VLA

Keel website

Les AntennesToomre & Toomre1972

Hibbard

Les Antennes HSTformation de SSC(Super Star Clusters)

Les Antennes, HI Hibbard et al 2001

Contours obtenus au VLA+BVR colors

Splash de gaz interstellaireMessier 81, Messier 82, NGC 3077HI

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

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

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

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

Simulations de la rencontre avec M31

Dubinski 2000

Simulations numériques(Dubinski et al 1996)

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

Ensemble de fusions de galaxies(Hibbard)

Galaxies en anneauLorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriquescf Lynds & Toomre 76

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..)

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?

Plusieurs anneaux se forment successivement,avant l'enroulement dans l'espace des phases

Formation desondes anulaires

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

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)

Hibbard

HI 21cm

Formation de nainesde marées(tidal dwarfs)

Braine et al 00, 01

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

Mécanisme de "phase wrapping"

Enroulement de phase (Quinn 1984, Dupraz & Combes 1986)

Forme à 3D des galaxies elliptiques? Matière noire?

Dupraz & Combes 1986

Gaz dans les coquilles?

Jaune: star shells

Blanc: HI

Bleu: Radiojets

RougeCO obs

Charmandaris, Combes, van der Hulst 2000

Formation de trous noirs massifs

•Existence de trous noirs de quelques milliards de Msol

Phénomène de Noyaux Actifs de Galaxies (NAG ou AGN)

•Quasars (ou quasi-stars, car objets ponctuels, très loin)1000 fois la luminosité de la Voie Lactée

Galaxies active de Seyfert, LINERS, etc..

•Rendement exceptionnel de l'énergie gravitationnelle 10% Mc2

Disques d'accrétion et Noyaux Actifs

Urry & Padovani 1995

-seules de rares galaxies ont des trous noirs

-toutes en ont mais la période active estcourte, quelques 10 millions d'années

La masse du trou noir est proportionnelleà la masse du bulbe, 0.2 %

Ejection de plasma: lobes radioCygnus A

Lobes Radio et Galaxie visible

Microquasars

GROJ1655

Trous noirs binaires

•Une galaxie géante aujourd'hui est le résultat de ~10 fusionsdurant l'âge de l'Univers

•Lorsque deux galaxies fusionnent, leurs trous noirs tombentau centre par friction dynamique

Durée de vie du système binaire?Effet de fronde d'un troisième trou noir?

3C75, Owen et al 1985

OJ287, courbe de lumière 100 ans

Roos et al 1993

Cartes VLBI du jet de 1928+738 oscillations dues au moouvement orbital du trou noir binaire, période 3.2 an

Galaxies hôtes de quasars

Galaxies dans l'Univers jeune

Voir plus loin, c'est remonterdans le temps

Aujourd'hui jusqu'à z~ 6

Galaxies plus nombreuses

Formation de plusd'étoiles

Noyaux plus actifs

Histoire de la formation des étoiles

z=0 Gallego et al (1995)z < 1 CFRS data (Flores et al 99) empty circle Yan et al 99z>1 Pettini et al 98, HST

Formation hiérarchique des galaxies

Les galaxies étaientplus petites et plusnombreuses

Selon l'environnementles galaxies évoluentà différentes vitesses

Simulations numériques

Avec des fluctuations postulées au départ, gaussiennes, lerégime non-linéaire peut-être suivi

Surtout pour le gaz et les baryons (CDM facilement prise en comptepar des modèles semi-analytiques, à la Press-Schechter)

Gauche: Phases d'activité d'un quasar: rapide croissance, au tauxmaximum d' Eddington, rayonnement peu efficacepuis phase active de 4 107 ansDroite: taux de formation des trous noirs, selon leur masse et z

Haehnelt & Rees 1993

Shaver et al 1996

Densité des quasars radio (Parkes flat-spectrum)

Les quasars optiques suivent la même courbe

très similaire à l'histoire de la formation d'étoiles

Epilogue

Les galaxies sont en pleine évolution

Les disques se forment en premier, et servent à concentrer la matière, former les bulbesLes disques se renouvellent sans cesse par accrétion de gaz externe

Les trous noirs massifs se forment de la même façon que les bulbes

-- évolution interne par les barres/spirales, -- externe par les interactions entre galaxies

l'Univers était plus actif autrefois