PDEA3

Interactions entre Galaxies: 

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

Nature de l'interaction: 

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

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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

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Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972

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

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Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard's website

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

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

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Ensemble de fusions de galaxies (Hibbard's website)

Galaxies en anneau: 

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

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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..)

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

Spitzer PAH (8m) anneaux décentrés : 

Spitzer PAH (8m) anneaux décentrés

Simulation numérique: 

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

Splash de gaz interstellaire: 

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

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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

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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

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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

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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

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Simulations de la rencontre avec M31

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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?

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

Formation des PRG par collision: 

Formation des PRG par collision Bournaud & Combes 2002

Scénario du merging: inclinaison de l’anneau: 

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

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

Formation des PRG par accrétion: 

Formation des PRG par accrétion

Scénario de l’accrétion: 

Scénario de l’accrétion

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

NGC4650: un cas d’accrétion: 

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

Les anneaux polaires et la matière noire: 

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

Tully-Fisher pour les PRGs: 

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

TF en K pour les PRGs et simulations: 

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

Les PR ne sont pas circulaires: 

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

Tully-Fisher pour les SO: 

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

TF de la galaxie hôte vs Anneau Polaire: 

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

Implications de la TF des PRGs: 

Implications de la TF des PRGs Les PRGs ont de la matière noire, alignée le long du disque polaire 2 cas seulement, où l’anneau est léger, peuvent être expliqués avec la matière baryonique visible aplatie selon l’hôte Avec de la MN non-dissipative, les deux scénarios Produisent soit des halos sphériques, soit aplatie selon l’hôte Si une grande partie de la MN autour des galaxies est dissipative Il est possible de rendre compte de l’aplatissement le long du pole  Une grande fraction doit être du gaz

Warps et oscillations en z: 

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

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 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

Fusion entre galaxies: 

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)

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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

Critéres pour la fusion: 

Critéres pour la fusion Deux galaxies sphériques: dépend de leur énergie E = v2/2 de leur moment L = bv Pour deux systèmes non liés, il existe une vitesse vmax (Emax) au delà de laquelle la fusion ne se produira pas Pour les galaxies spirales phénomènes de résonance la fusion en est facilitée

Formation des Elliptiques par fusion: 

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)

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Hibbard's website HI 21cm Formation de naines de marées (tidal dwarfs)

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Braine et al 2000, 01

Coquilles autour de galaxies elliptiques: 

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 perpendiculairement au grand axe, pour les galaxies alongées S'enroulent aléatoirement pour les galaxies rondes en projection

Mécanisme de "phase wrapping": 

Mécanisme de "phase wrapping" Enroulement de phase (Quinn 1984, Dupraz & Combes 1986) Forme à 3D des galaxies elliptiques? Matière noire?

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Dupraz & Combes 1986

Gaz dans les coquilles?: 

Gaz dans les coquilles? Jaune: star shells Blanc: HI Bleu: Radio jets Rouge CO obs Charmandaris, Combes, van der Hulst 2000

Conclusions: 

Conclusions Interaction entre galaxies: formation de bras spiraux, d'anneaux, de warps, d'anneaux polaires.. Formation d'étoiles, starbursts Formation des galaxies par fusion: scénario hiérarchique Formation de "super star clusters" qui deviendront des amas globulaires Histoire de la formation d'étoiles: pic vers z=2, lorsque les amas se virialisent, et les galaxies fusionnent en grand nombre

Courbe de Madau (96): 

Courbe de Madau (96) z=0 Gallego et al (1995) z < 1 CFRS data (Flores et al 99, Yan et al 99) z>1 Pettini et al 98, HST z> 4 Bouwens et al 2006