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)
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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
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Structure des galaxies Structure des galaxies elliptiqueselliptiques
E brillantes sont plus grosses E brillantes ont une faible brillance de surface p/r bulbes
2 familles
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Structure des galaxies Structure des galaxies elliptiqueselliptiques
• 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
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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
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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
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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
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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
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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))
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Données cinématiquesDonnées cinématiques
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Trou noir (BH) centralTrou noir (BH) central
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Trou noir (BH) centralTrou noir (BH) central
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Trou noir (BH) centralTrou noir (BH) central
Young et al. 1978Young et al. 1978
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Trou noir (BH) centralTrou noir (BH) central
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Trou noir (BH) centralTrou noir (BH) central
Bleu : *Vert : gaz chaudRouge : gaz froid
Kormendy, web page
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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)
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
• 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
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
• 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
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
• Brandt curve (Brandt 1960)n = paramètre de formedétermine où la courbecommence à êtreKéplérienne
Mtot = (3/2)3/n V2max rmax / G
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
Disque infiniment minceDisque infiniment mince (Freeman 1970)
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
Disque exponentiel
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
Courbe Courbe ““solid bodysolid body””Courbe “flat”
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
(Carignan 1983)
Infiniment mince
c/a ~ 0.2
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Dynamique des Dynamique des disquesdisques
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Courbes de rotation Courbes de rotation optiquesoptiques
Rubin et al.1980, ApJ, 238, 471
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Courbes de rotation Courbes de rotation optiquesoptiques
Kent 1986, AJ, 91, 1301
disque
bulbe
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Courbes de rotation HICourbes de rotation HI
Bosma 1981, AJ, 86, 1825
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Courbes de rotation HICourbes de rotation HI
Bosma 1981, AJ, 86, 1825
M(r) ~ r M ~ HI
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ModModèles de masseèles de masse
NGC 3109
Jobin & Carignan 1990
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Courbes de rotation HICourbes de rotation HI
Rogstad 1974, AJ, 193, 309
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Courbes de rotation HICourbes de rotation HI
Sicotte & Carignan 1997, AJ, 113, 1585
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Courbes de rotation HICourbes de rotation HI
Sicotte & Carignan 1997, AJ, 113, 1585
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Courbes de rotation HICourbes de rotation HI
Bosma 1981, AJ, 86, 1791
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Courbes de rotation HICourbes de rotation HI
Bosma 1981, AJ, 86, 1791
warp
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ModModèles de masseèles de masse
Carignan & Freeman 1985, ApJ, 294, 494
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ModModèles de masseèles de masse
Carignan & Freeman 1985, ApJ, 294, 494
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ModModèles de masseèles de masse
Carignan 1985, ApJ, 299, 59
Disque HaloNGC 3109
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ModModèles de masseèles de masse
• Formalisme pour la halo (Kent Formalisme pour la halo (Kent 1986)1986)
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de masseèles de masse
van albada et al 1985, ApJ, 295, 305
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de masseèles de masse
Kent 1987, AJ, 93, 816
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de masseèles de masse
• 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
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ModModèles de masseèles de masse
Sanders et al. 1991 Blais-Ouellette et al. 2001
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de masseèles de masse
Carignan & Beaulieu 1989
Carignan & Freeman 1988
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ModModèles de masseèles de masse
Carignan & Purton 1998
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de masseèles de masseDécroissanceDécroissance
KeplerienneKeplerienne
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Modèles de masse
r < 8 kpcMtot = 3x109 Msun
90% dark matter
DDO 154
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ModModèles de masseèles de masse
Carignan et al. 1990
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ModModèles de masseèles de masse
Carignan et al. 1990
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ModModèles de masseèles de masse
Blais-Ouellette et al. 1999
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ModModèles de masseèles de masse
Blais-Ouellette et al. 1999
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ModModèles de masseèles de masse
Blais-Ouellette et al. 1999
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de masseèles de masse
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ModModèles de mass (cusp vs èles de mass (cusp vs core)core)
Blais-Ouellette et al. 2001
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ModModèles de mass (cusp vs èles de mass (cusp vs core)core)
LSB LSB & naines
De Blok & Bosma 2002
Swaters et al. 2003
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ModModèles de mass (cusp vs èles de mass (cusp vs core)core)
De Naray et al. 2006
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Importance de données 3D
(ex.: galaxies barrées)
N-body + SPH simulations – GADGET code
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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
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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)
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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
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Visible vs sombre
Puche & Carignan 1991
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