histoire des galaxies la nuit des etoiles 2002 françoise combes observatoire de paris
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Histoire des Galaxies
La Nuit des Etoiles 2002
Françoise Combes
Observatoire de Paris
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Séquence de Hubble (diapason)
Séquence de masse, de concentration
Fraction de gas
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Evolution sur la séquence de Hubble
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NGC 1232 (VLT image)SAB(rs)c
NGC 2997 (VLT)SA(s)c
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NGC 1365 (VLT)(R')SBb(s)b
Messier 83 (VLT)NGC 5236SAB(s)c
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Formation de barres
étoiles
gaz
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Formation d'anneaux aux résonances
Temps total: 1.2 Gyr
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Les galaxies comme disques d'accrétion
Les galaxies sont en perpétuelle évolutionTendance à concentrer la matière (moindre énergie)
La gravitation est le principal moteur
Mais les mouvements de rotation empêchent la matière dese concentrer
•Dissipation d'énergie (gaz) pour réduire les mouvementsd'agitation
•Formation de spirales pour évacuer la rotation
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Profil vertical: cacahuètes
La barre dans la direction verticale se développetoujours en "peanut"au bout de qq GyrForme de boîte dans l'autreorientation
Résonance en z(Combes & Sanders 81Combes et al 90)
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NGC 128Galaxie cacahuète
COBE, DIRBE Voie Lactée
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Orbites dans une galaxie barrée
• Les orbites sont soit parallèles, soit perpendiculaires à la barre
• Elles tournent de 90° à chaque résonance
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Le nombre de tours de la spirale est relié aunombre de résonancesSanders & Huntley 1976
barre à 45°La présence de résonances==> orbites perpendiculaires==> chocs
Athanassoula 1992
Selon la nature du gaz, la réponsechange de morphologieOndes de choc, si gaz fluide
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N2442
N613
N3351
N5850
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Il peut se former deux barres emboîtées, comme des poupées russes. Ici une barre nucléaire (droite, champ de 36") au sein de la barre primaire (gauche, champ de 108"). Noter l'étoile en haut à gauche de la barre nucléaire, qui se retrouve dans les deux images et donne l'échelle relative. La barre secondaire tourne plus vite que la barre primaire (d'après Combes et al. 2001).
NGC 5728DSS+CFHAdaptive OpticsNIR
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NGC4314
Formation d'étoiles dansl'anneauentourantla barrenucléaire
Les barres nucléaires sont surtout visibles en NIR, non perturbépar l'extinction
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Mk1066
NGC 3081
NGC 3982
Regan & Mulchaey 99
Barres Nucléaires
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Orbits périodiques dans un potentiel barréLe gaz tend à suivre ces orbites, mais tourne graduellement de 90° à chaque résonance
A) sans trou noir, leading
B) avec trou noir,trailing
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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'extérieurune barre peut se reformer dans ledisque à nouveau instable
==> 3 ou 4 épisodes barrées dans la vie d'une galaxie
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Changement de types
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Interactions entre galaxies
•Phénomènes de marée très fréquents
•Formation de ponts de matière entre les galaxies
•Fusion entre galaxies
•Formation hiérarchique des galaxies
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Messier 51et son compagnon NGC 5195
Toomre & Toomre1972
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Messier 51couleur
DSS
2 MassNIR
Radio, VLA
Keel website
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Les AntennesToomre & Toomre1972
Hibbard
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Les Antennes HSTformation de SSC(Super Star Clusters)
Les Antennes, HI Hibbard et al 2001
Contours obtenus au VLA+BVR colors
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Splash de gaz interstellaireMessier 81, Messier 82, NGC 3077HI
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Reconstitution de l ’interactionRapport de masse faible, de l’ordre de qq %
Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local
Les Nuages avancentdevant
Contraintes sur lamasse 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 ’ondeAutant 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 distanceRésidus de la formation du Groupe Local? --> très massifsOu juste chute des Nuages de Magellan?
Origines multiples
Aussi, effet fontaineaprès formation desupernovae..
Wakker et al 99
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Interaction avec Andromède
La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la VoieLactée, n ’est qu ’à 700 kpcElle 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 estinconnue
Bientôt des mouvements propres avec le satellite GAIA
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Simulations de la rencontre avec M31
Dubinski 2000
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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
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Ensemble de fusions de galaxies(Hibbard)
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Galaxies en anneauLorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriquescf Lynds & Toomre 76
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Horellou & Combes 1999
Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondreavec les anneaux résonants dans les galaxies barrées
De même, un autre phénomène: les anneaux polaires(une fois vus de face..)
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Formation des anneaux polaires
soit par fusion de galaxiesavec J perpendiculaires
Ou par accretion de gas dansles parties externes
cf LMC/MW
Forme à 3D de la matièrenoire?
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Plusieurs anneaux se forment successivement,avant l'enroulement dans l'espace des phases
Formation desondes anulaires
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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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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
HI 21cm
Formation de nainesde marées(tidal dwarfs)
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Braine et al 00, 01
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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 perpendiculairementau grand axe, pour les galaxiesalongées
S'enroulent aléatoirement pourles galaxies rondes en projection
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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
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Gaz dans les coquilles?
Jaune: star shells
Blanc: HI
Bleu: Radiojets
RougeCO obs
Charmandaris, Combes, van der Hulst 2000
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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
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Disques d'accrétion et Noyaux Actifs
Urry & Padovani 1995
-seules de rares galaxies ont des trous noirs
-toutes en ont mais la période active estcourte, quelques 10 millions d'années
La masse du trou noir est proportionnelleà la masse du bulbe, 0.2 %
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Ejection de plasma: lobes radioCygnus A
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Lobes Radio et Galaxie visible
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![Page 51: Histoire des Galaxies La Nuit des Etoiles 2002 Françoise Combes Observatoire de Paris](https://reader035.vdocuments.net/reader035/viewer/2022070309/551d9d81497959293b8bb209/html5/thumbnails/51.jpg)
Microquasars
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GROJ1655
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Trous noirs binaires
•Une galaxie géante aujourd'hui est le résultat de ~10 fusionsdurant l'âge de l'Univers
•Lorsque deux galaxies fusionnent, leurs trous noirs tombentau centre par friction dynamique
Durée de vie du système binaire?Effet de fronde d'un troisième trou noir?
![Page 54: Histoire des Galaxies La Nuit des Etoiles 2002 Françoise Combes Observatoire de Paris](https://reader035.vdocuments.net/reader035/viewer/2022070309/551d9d81497959293b8bb209/html5/thumbnails/54.jpg)
3C75, Owen et al 1985
OJ287, courbe de lumière 100 ans
Roos et al 1993
Cartes VLBI du jet de 1928+738 oscillations dues au moouvement orbital du trou noir binaire, période 3.2 an
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Galaxies hôtes de quasars
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Galaxies dans l'Univers jeune
Voir plus loin, c'est remonterdans le temps
Aujourd'hui jusqu'à z~ 6
Galaxies plus nombreuses
Formation de plusd'étoiles
Noyaux plus actifs
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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 99z>1 Pettini et al 98, HST
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Formation hiérarchique des galaxies
Les galaxies étaientplus petites et plusnombreuses
Selon l'environnementles galaxies évoluentà différentes vitesses
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Simulations numériques
Avec des fluctuations postulées au départ, gaussiennes, lerégime non-linéaire peut-être suivi
Surtout pour le gaz et les baryons (CDM facilement prise en comptepar des modèles semi-analytiques, à la Press-Schechter)
![Page 60: Histoire des Galaxies La Nuit des Etoiles 2002 Françoise Combes Observatoire de Paris](https://reader035.vdocuments.net/reader035/viewer/2022070309/551d9d81497959293b8bb209/html5/thumbnails/60.jpg)
Gauche: Phases d'activité d'un quasar: rapide croissance, au tauxmaximum d' Eddington, rayonnement peu efficacepuis phase active de 4 107 ansDroite: taux de formation des trous noirs, selon leur masse et z
Haehnelt & Rees 1993
![Page 61: Histoire des Galaxies La Nuit des Etoiles 2002 Françoise Combes Observatoire de Paris](https://reader035.vdocuments.net/reader035/viewer/2022070309/551d9d81497959293b8bb209/html5/thumbnails/61.jpg)
Shaver et al 1996
Densité des quasars radio (Parkes flat-spectrum)
Les quasars optiques suivent la même courbe
très similaire à l'histoire de la formation d'étoiles
![Page 62: Histoire des Galaxies La Nuit des Etoiles 2002 Françoise Combes Observatoire de Paris](https://reader035.vdocuments.net/reader035/viewer/2022070309/551d9d81497959293b8bb209/html5/thumbnails/62.jpg)
Epilogue
Les galaxies sont en pleine évolution
Les disques se forment en premier, et servent à concentrer la matière, former les bulbesLes 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