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
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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)
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HierarchicalClustering
Abraham & van den Berg 2000, Science, 5533, 1273
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Classicalvs
Hierarchical
Ellis et al. 2000
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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)
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Effets de Effets de l’environnementl’environnement
(Dressler 1980)
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Effets de Effets de l’environnementl’environnement
(a) - contraction (collapse) (b) – violent relaxation (c) – post-virialization equilibrium
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Effets de Effets de l’environnementl’environnement
Dressler 1980)
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Effets de Effets de l’environnementl’environnement
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Effets de Effets de l’environnementl’environnement
Proportion des différents types morphologiques (E, S0, S+Irr) directement relié à la densité (galaxies/Mpc3)
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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
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Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas
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)
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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
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Collisions entre Collisions entre galaxiesgalaxies
Univers est en expansion (t ; )
Les collisions entre galaxies ont dues être plus fréquentes dans le passé (voir HDF)
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Collisions entre Collisions entre galaxiesgalaxies
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
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Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas
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)
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Évolution des galaxies Évolution des galaxies en amasen amas
Phénomène de ram pressure :
Spirale se fait arracher sa composante
gazeuse par le milieu
intergalactiqueS -> S0
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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
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Interaction Interaction gravitationnellegravitationnelle
• Premières simulations: galaxie principale: 12 à 36 particules ! – interaction avec un point mass
• Near miss, opposite spins
• Disque devient lopsided 1 -> 8Toomre 1972
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Interaction Interaction gravitationnellegravitationnelle
• début: formation d’un pont (bridge)
• Après approche minimal: formation de queues (tails) de marée
• Galaxie perd sa structure originale
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Interaction Interaction gravitationnellegravitationnelle
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
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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)
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Collisions (NGC 7252)Collisions (NGC 7252)
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HI 21cm
Formation de nainesde marées(tidal dwarfs)
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Collisions (NGC 4038-9)Collisions (NGC 4038-9)
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Hibbard
Toomre & Toomre1972
Collisions (NGC 4038-9)Collisions (NGC 4038-9)
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Simulations numériques(Dubinski et al 1996)
La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noireet surtout sa concentration
Collisions (NGC 4038-9)Collisions (NGC 4038-9)
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Messier 51couleur
DSS
2MassNIR
Radio, VLA
Keel website
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Collisions (M 51)Collisions (M 51)
Toomre 1972
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Cartwheel
Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondreavec les anneaux résonants
dans les galaxies barrées
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Cartwheel
Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriques
HI
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Mergers (optique)Mergers (optique)
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Mergers (radio – HI)Mergers (radio – HI)
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MW & Sagittarius
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MW & Sagittarius
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MW & Sagittarius
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MW & Sagittarius
Stars streams
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Magellanic Stream & Magellanic Stream & HVCHVC
Putman
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique Gaz intergalactique
HI HI
M81
M82
NGC 3077
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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)
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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
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Collision galaxies riches Collision galaxies riches en gazen gaz
Collision de galaxies riches en gazHalo peu important
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Collisions d’amasCollisions d’amas
ICM ICM + galaxies
Composante de DM importantcollision plus sticky
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Ram PressureRam Pressure Virgo - HI Virgo - H
Cayatte et al. 1990 Chemin et al. 2005
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Ram Pressure vs windsRam Pressure vs winds
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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
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Ram Pressure Stripping Ram Pressure Stripping (HoII)(HoII)
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Gauchissements Gauchissements (warps)(warps)
En HI, les warps sont la règle et non l’exception
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Gauchissements Gauchissements (warps)(warps)
En optique, les warps sont l’exception et non la règle
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Gauchissements Gauchissements (warps)(warps)
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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