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Interactions entre Galaxies

Interactions entre Galaxies. Formation Post-Master Dynamique des Galaxies Françoise COMBES. NGC 2207 and IC 2163– Hubble image. Arp 188. Arp 295. Contours en blanc: Gaz HI 21cm. Nature de l'interaction. Beaucoup de propositions, et notamment interactions magnétiques (tube de force)

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Interactions entre Galaxies

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Presentation Transcript

  1. Interactions entre Galaxies Formation Post-Master Dynamique des Galaxies Françoise COMBES

  2. NGC 2207 and IC 2163– Hubble image

  3. Arp 188

  4. Arp 295 Contours en blanc: Gaz HI 21cm

  5. Nature de l'interaction Beaucoup de propositions, et notamment interactions magnétiques (tube de force) En 1972, Toomre & Toomre: simulations à 3 corps restreint (après Pfleiderer and Siedentopf, qq années auparavant)  Interactions purement gravitationnelles Bisymétrie m=2 Similarité avec les barres Génération de deux bras spiraux La self-gravité et son amplification permet aux parties internes de développer des ondes de densité contrastées

  6. Comparaison des potentiels des barres et des interactions de marée Différentes forces à grande distance du centre, où la barre est faible Les interactions sont, elles, dominantes aux bords μ est le rapport de masse entre les deux galaxies

  7. Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

  8. Interactions entre galaxies • Phénomènes de marée très fréquents • Formation de ponts de matière entre les galaxies • Burst de formation d'étoiles

  9. Messier 51 couleur DSS 2 Mass NIR Radio, VLA Keel website

  10. Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard's website

  11. Les Antennes HST formation de SSC (Super Star Clusters) Les Antennes, HI Hibbard et al 2001 Contours obtenus au VLA +BVR colors

  12. Les Souris

  13. Simulations numériques (Dubinski et al 1996) La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration

  14. Ensemble de fusions de galaxies (Hibbard's website)

  15. Galaxies en anneau Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriques cf Lynds & Toomre 76

  16. Horellou & Combes 1999 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..)

  17. Formation des ondes annulaires Plusieurs anneaux se forment successivement, avant l'enroulement dans l'espace des phases

  18. Spitzer PAH (8m) anneaux décentrés

  19. Simulation numérique N-body + sticky 106 particules 350pc résolution évolution pendant 1Gyr  barre+spiral Puis collision210 Myr Rapport de masse1/13 Anneau central 30deg inclinaison

  20. Splash de gaz interstellaire HI Messier 81, Messier 82, NGC 3077

  21. 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

  22. 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

  23. 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

  24. 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

  25. Simulations de la rencontre avec M31

  26. 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?

  27. Formation des Anneaux Polaires Par accretion? Schweizer et al 83 Reshetnikov et al 97 Par collision? Bekki 97, 98

  28. Formation des PRG par collision Bournaud & Combes 2002

  29. Scénario du merging: inclinaison de l’anneau L’inclinaison dépend de Q Mais même si Q <55 impossible de produire des PR plus inclinés que 24 degrés Les anneaux sont stables, t=8 Gyrs Edge-on 10degrés

  30. Formation des ondes annulaires Plusieurs anneaux avant enroulement dans l’espace des phases Dissipation à la formation de l’anneau

  31. Formation des PRG par accrétion

  32. Scénario de l’accrétion

  33. Scénario de l’accrétion Capable de former des PR inclinés Gas+stars Gas only NGC 660 contient du gaz Probablement instable par précession Même si self-gravitant Pas dans le scénario du merging NGC 660

  34. NGC4650: un cas d’accrétion Pas de halo stellaire détecté autour de la galaxie Comme dans le scénario du merging PR= 8 109Mo HI et 4 109 Mo étoiles

  35. Les anneaux polaires et la matière noire Les simulations montrent que la matière noire ne se concentre pas Et ne s’aplatit pas (au contraire)  inférieur a E4 Le cas de NGC 4650A: Halo sphérique (Whitmore et al 87) MN aplatie selon l’équateur (Sackett & Sparke 90, Sackett et al 94) MN aplatie le long du pole (Combes & Arnaboldi 96) Relation de Tully-Fisher pour les PRG: (Iodice et al 2002) La largeur HI mesure la dynamique des PR Alors que la luminosité R ou NIR mesure la galaxie hôte

  36. UGC4261 Tully-Fisher pour les PRGs AM2020-504 Iodice et al 2002 TF in I band

  37. TF en K pour les PRGs et simulations 15%peak Ex Simulations Cercles: sans masse triangles: massif

  38. Les PR ne sont pas circulaires Les deux composants sont vus edge-on (effet de sélection) Le V observé des PR est le plus petit, quand la MN est aplatie selon l’équateur Plus il y a de MN, plus le PR est excentrique

  39. Tully-Fisher pour les SO "Mass" TF ou "baryonic" Incluant le gaz HI Simulations montrent des PR excentriques

  40. TF de la galaxie hôte vs Anneau Polaire Spiral galaxies hosts PRs

  41. Polar rings from cosmic gas accretion Brook et al 2008 After 1.5 Gyr, interaction between the two disks destroys the PRG Velocity curve about the same in both equatorial and polar planes

  42. Warps et oscillations en z Z(r,θ,t)=zo cos(Ωt-θ) cosνzt Z(r,θ,t)=zo/2 [cos((Ω-νz)t-θ) +cos((Ω+νz)t-θ)]

  43.  Décomposition en deux ondes progressives, de fréquence Ω p = Ω + νz et Ω - νz, cette dernière rétrograde Ne peut exister qu'au delà de la résonance (théorie des ondes de densité) La self-gravité, là aussi, va aider à égaliser les taux de précession Pourtant, les paquets d'onde vont se propager vers le bord de la galaxie, et s'amortir, car l'amplitude devient de plus en plus grande Pas de réflexion possible, et d'amplification de cavité (comme le SWING, WASER..) Autres mécanismes, comme intéraction entre galaxies, ou bien accrétion continue de gaz externe, avec un moment angulaire différent

  44. Fusion entre galaxies Friction dynamique: une masse M dans une mer d'étoiles Formule de Chandrasekhar (43) dv/dt = -v 16π2/3(lnΛ)G2mM f(0) ρ = m f(0)

  45. Approximations de la formule de Chandrasekhar Force locale, non globale Force à distance? Self-gravité? Déformation du compagnon? Seules les simulations donnent le bon ordre de grandeur

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