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La Vie des Galaxies. Guadeloupe 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.

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La vie des galaxies l.jpg

La Vie des Galaxies

Guadeloupe 2002

Françoise Combes

Observatoire de Paris


S quence de hubble diapason l.jpg
Séquence de Hubble (diapason)

Séquence de masse, de concentration

Fraction de gas



Slide4 l.jpg

NGC 1232 (VLT image)

SAB(rs)c

NGC 2997 (VLT)

SA(s)c


Slide5 l.jpg

Messier 83 (VLT)

NGC 5236 SAB(s)c

NGC 1365 (VLT)

(R')SBb(s)b


Formation de barres l.jpg
Formation de barres

étoiles

gaz


Slide7 l.jpg

Temps total: 1.2 Gyr

Formation d'anneaux aux résonances


Les galaxies comme disques d accr tion l.jpg
Les galaxies comme disques d'accrétion

  • Les galaxies sont en perpétuelle évolution

  • Tendance à concentrer la matière (moindre énergie)

  • La gravitation est le principal moteur

  • Mais les mouvements de rotation empêchent la matière de

  • se concentrer

  • Dissipation d'énergie (gaz) pour réduire les mouvements

  • d'agitation

  • Formation de spirales pour évacuer la rotation


Profil vertical cacahu tes l.jpg
Profil vertical: cacahuètes

Résonance en z

La barre dans la direction

verticale se développe

toujours en "cacahuète"

au bout de qq milliards

d'années

Forme de boîte dans l'autre

orientation


Slide10 l.jpg

NGC 128

Galaxie cacahuète

COBE, DIRBE Voie Lactée


Orbites dans une galaxie barr e l.jpg
Orbites dans une galaxie barrée

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

  • Elles tournent de 90° à chaque résonance


Slide12 l.jpg

Le nombre de tours de la spirale est relié au

nombre de résonances

Selon la nature du gaz, la réponse

change de morphologie

Ondes de choc, si gaz fluide

barre à 45°

La présence de résonances

==> orbites perpendiculaires

==> chocs


Slide13 l.jpg

N2442

N613

N3351

N5850


Slide14 l.jpg

NGC 5728

DSS

+CFH

Optique Adaptative

NIR

Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes.

Ici une barre nucléaire (à droite, champ de 36")

au sein de la barre primaire (à gauche, champ de 108").

Les barres secondaires tournent plus vite que les barres primaires


Slide15 l.jpg

NGC4314

Formation

d'étoiles dans

l'anneau

entourant

la barre

nucléaire

Les barres nucléaires sont surtout visibles en NIR, non perturbé

par l'extinction


Slide16 l.jpg

Mk1066

NGC 3081

Barres Nucléaires

Télescope Spatial HST

NGC 3982


Slide17 l.jpg

Orbites périodiques dans un potentiel barré

Le 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 l.jpg
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'extérieur

une barre peut se reformer dans le

disque à nouveau instable

==> 3 ou 4 épisodes barrées dans la vie

d'une galaxie



Interactions entre galaxies l.jpg
Interactions entre galaxies

  • Phénomènes de marée très fréquents

  • Formation de ponts de matière entre les galaxies

  • Fusion entre galaxies

  • Formation hiérarchique des galaxies


Slide21 l.jpg

Messier 51

et son compagnon

NGC 5195

Les premières

simulations numériques, dans les années 1970!


Slide22 l.jpg

Messier 51

couleur

DSS

2 Mass

NIR

Radio, VLA

Keel website


Slide24 l.jpg

Les Antennes

Hibbard


Slide27 l.jpg

Les Antennes HST

formation de SSC

(Super Star Clusters)

Les Antennes, HI

Contours obtenus au VLA

+BVR colors


Splash de gaz interstellaire l.jpg
Splash de gaz interstellaire

HI

Messier 81, Messier 82, NGC 3077


Slide29 l.jpg

Reconstitution de l ’interaction

Rapport de masse faible, de l’ordre de qq %

Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local

Les Nuages avancent

devant

Contraintes sur la

masse de la Voie Lactée

V ~200 km/s


Slide30 l.jpg

Le Courant Magellanique

Détecté en hydrogène atomique HI à 21cm de longueur d ’onde

Autant 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


Slide31 l.jpg

Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie

Origine encore inconnue

Leur masse dépend de leur distance

Résidus de la formation du Groupe Local? --> très massifs

Ou juste chute des Nuages de Magellan?

Origines multiples

Aussi, effet fontaine

après formation de

supernovae..

Wakker et al 99


Slide32 l.jpg

Interaction avec Andromède

La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la Voie

Lactée, n ’est qu ’à 700 kpc

Elle 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 est

inconnue

Bientôt des mouvements propres

avec le satellite GAIA



Slide34 l.jpg

Simulations numériques

La longueur des queues de

marée contraint la

quantité de matière noire

et surtout sa concentration



Galaxies en anneau l.jpg
Galaxies en anneau

Lorsque la collision est de plein fouet,

les deux bras spiraux s'enroulent en

anneau: onde de densité concentriques


Slide37 l.jpg

Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre

avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées

De même, un autre phénomène: les anneaux polaires

(une fois vus de face..)


Slide39 l.jpg

Formation des

anneaux polaires

soit par fusion de galaxies

avec J perpendiculaires

Ou par accretion de gas dans

les parties externes

cf LMC/MW

Forme à 3D de la matière

noire?


Slide40 l.jpg

Formation des

ondes anulaires

Plusieurs anneaux se forment successivement,

avant l'enroulement dans l'espace des phases



Formation des elliptiques par fusion l.jpg
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


Slide43 l.jpg

HI 21cm

Formation de naines

de marées

(tidal dwarfs)


Coquilles autour de galaxies elliptiques l.jpg
Coquilles autour de galaxies elliptiques

Phénomène très fréquent,

NGC 3923: 25 shells

jusqu'à 200kpc du centre

Alignement perpendiculairement

au grand axe, pour les galaxies

alongées

S'enroulent aléatoirement pour

les galaxies rondes en projection


M canisme de phase wrapping l.jpg
Mécanisme de "phase wrapping"

Enroulement de phase

Forme à 3D des galaxies elliptiques? Matière noire?


Gaz dans les coquilles l.jpg
Gaz dans les coquilles?

Jaune:

star shells

Blanc: HI

Bleu: Radio

jets

Rouge

CO obs


Formation de trous noirs massifs l.jpg
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 accr tion et noyaux actifs l.jpg
Disques d'accrétion et Noyaux Actifs

-seules de rares galaxies ont des trous noirs

-toutes en ont mais la période active est

courte, quelques 10 millions d'années

La masse du trou noir est proportionnelle

à la masse du bulbe, 0.2 %






Trous noirs binaires l.jpg
Trous noirs binaires

  • Une galaxie géante aujourd'hui est le résultat de ~10 fusions

  • durant l'âge de l'Univers

  • Lorsque deux galaxies fusionnent, leurs trous noirs tombent

  • au centre par friction dynamique

  • Durée de vie du système binaire?

  • Effet de fronde d'un troisième trou noir?


Slide59 l.jpg

OJ287, courbe de lumière 100 ans

3C75

Cartes VLBI du jet de 1928+738

oscillations dues au moouvement orbital

du trou noir binaire, période 3.2 an



Galaxies dans l univers jeune l.jpg
Galaxies dans l'Univers jeune

Voir plus loin, c'est remonter

dans le temps

Aujourd'hui jusqu'à z~ 6

Galaxies plus nombreuses

Formation de plus

d'étoiles

Noyaux plus actifs


Histoire de la formation des toiles l.jpg
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 99

z>1 Pettini et al 98, HST


Formation hi rarchique des galaxies l.jpg
Formation hiérarchique des galaxies

Les galaxies étaient

plus petites et plus

nombreuses

Selon l'environnement

les galaxies évoluent

à différentes vitesses


Simulations num riques l.jpg
Simulations numériques

Avec des fluctuations postulées

au départ, gaussiennes, le

régime non-linéaire peut-être suivi

Surtout pour le gaz et les baryons

(CDM facilement prise en compte

par des modèles semi-analytiques,

à la Press-Schechter)


Slide65 l.jpg

Gauche: Phases d'activité d'un quasar: rapide croissance, au taux

maximum d' Eddington, rayonnement peu efficace

puis phase active de 4 107 ans

Droite: taux deformation des trous noirs, selon leur masse et z


Slide66 l.jpg

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 l.jpg
Epilogue

Les galaxies sont en pleine évolution

Les disques se forment en premier, et servent à concentrer la

matière, former les bulbes

Les 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


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