evolution le long de la séquence de hubble formation post-master dynamique des galaxies françoise...

Evolution le long de la séquence de Hubble

Formation Post-master

Dynamique des Galaxies

Françoise COMBES

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Galaxies BarréesLa majorité des galaxies sont barrées (2/3)Environ 1/3 fortement SB, et 1/3 plus modérément (SAB)

Les barres sont aussi un des moteurs de la structure spirale

Environmnt Type Stochastic Global PercentageSA 15 7 32%

Isolé SAB 7 16 70%SB 4 11 73%SA 3 4 57%

Binaires SAB 1 16 94%SB 1 11 92%SA 15 32 68%

Groupe SAB 21 38 64%SB 12 45 79%

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N2442

N613

N3351

N5850

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Formation des barres

Les barres sont des ondes de densité, et peuvent être considéréescomme la combinaison de paquets leading et trailing

Elles sont plus stationnaires que les spirales (pas de couples, siseulement stellaire) quasi mode

Les premières simulations numériques N-corps (Hohl 1971,Miller et al 1970)ne trouvent pas de spirales, mais des barresrobustes sur un temps de Hubble,car uniquement stellaires

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Orbites dans un potentiel barré

Bisymétrique m=2 (composante de Fourier)

Dans le référentiel tournant, à la vitesse de la barre Ωb

Φ eq = Φ (r, θ, z) - Ωb2 r2/2

Intégrale du mouvement (Jacobien)Energie dans ce référentiel: EJ = v2/2 + Φ (r, θ, z) - Ωb

2 r2/2

Lz non conservé bien sûr, puisque potentiel non-axisymétrique(couples)

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Forme du potentiel équivalent, dans le reférentieltournantBarre parallèle à Ox

Points de Lagrange: points stationnairesL4 et L5 maxima, L1 t L2 point de selle(max en x, min en y)

Autour de la corotation

Les orbites ont été calculées précisèment(cf Contopoulos & Papayannopoulos 1980)

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Familles d'orbitesLes orbites périodiques sont le squelette; elles attirent et piègentles autres orbites (sauf les orbites chaotiques)

(1) très près du centre, les orbites sont // barre, famille x1(il existe aussi des orbites rétrogrades x4, très peu peuplées)

(2) Entre les deux ILR, si elles existent, on trouve les x2,perpendiculaires à la barre, directes et stables (aussi x3 instables)x2 disparaît si la force de la barre est trop grande (supprime les ILR)

(3) entre ILR et corotation, à nouveau des x1, // barreavec des lobes secondaires(4) à CR, autour des L4 et L5, orbites stables

(5) après CR, à nouveau les orbites changent d'orientation (presque circulaires, toutefois)

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Familles x1 et x2 Après la corotation

Lorsque l'on s'approchede CR, résonances deplus en plus élevées

Contopoulos & Papayannopoulos 1980

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Bien sûr les orbites x1 supportent la barre, alorsque les orbites x2 l'affaiblissent, et peuvent aller jusqu'à la détruire

Auto-régulation

La présence d'ILR entame leprocessus

Les orbites ne supportent plus labarre au-delà de la corotation

Une barre se termine en généraljuste à l'intérieur de sa corotation

excellent diagnostic pour connaître Ωb

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Simulations N-corps et barres

Les calculs analytiques, basés sur la théorie des ondes de densitéWKB ondes très enrouléesLe contraire des barres!

Surprise dans les premières simulations numériques (1970)

Self-gravité, effets collectifs, intéractions en N2

N = 1011

Astuces: FFT rapidesLe potentiel est la convolution de 1/r par la densitéA chaque dt, on calcule la TF de la densité, puis on multipliedans l'espace de Fourier, la TF(1/r) et al TF(ρ) ==> TF inverse

Softening 1/(r2 + a2), pour éviter la relaxation à 2 corps une idée de la résolution spatiale

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Méthodes: Tree-code

Approx: monopole +quadrupole, selon critèred'ouverture

Avantage: pas de grille Résolution variable

Barnes &Hut (83)

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Méthodes: collisions ou SPHPour l'hydrodynamique du gaz, l'essentiel est une faible dissipation

Collisions entre particules ("sticky-particules")ou bien différences finies (code fluide)

Ou bien à résolution spatiale variable: SPH"Smoothed Particules Hydrodynamics" (Lucy & Monaghan 77)

Principe: fonction noyau (ou poids, weight W( r ))dont la taille est variable, et doit contenir un nbr ~fixe de voisins

On calcule la densité en moyennant sur les voisins (30-50 voisins)

et toutes les autres quantités et dérivées de même

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Avec W( r ) normalisé à 1, et à support borné

Evaluation de toute quantité:

Symétrisation des termes de pression

Technique SPH convolution

Ou dérivée

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Bar formation

étoiles

gaz

15Formation d'anneaux aux résonances

Temps total: 1.2 Gyr

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Formation d’une barre

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Vitesse de la barre

La vitesse de la barre: taille à la fin légèrement < corotation

Durant sa croissance la barre se ralentit•Les bras spiraux transitoires stellaires emportent du moment angulaire•la barre se renforce, les orbites sont plus allongées•La précession équivalente est plus faible

Ceci en négligeant les effets de la frictiondynamique sur le halo

Debattista & Sellwood (1999)Vu la rotation rapide des barres, le centredes galaxies n'est pas dominé par la DM

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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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Formation des bulbes/peanuts

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Orbites périodiques à 3D: resonance Linblad en zexplique l'existence des peanuts

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Réponse du gaz à un potentiel barré

Le gaz tend à suivre lesorbites périodiques

Mais les orbites ne peuvent se croisercollisions, dissipation

la réponse du gaz tournegraduellement à chaque résonance

spirales

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Sanders & Huntley 1976Le nombre de tours de la spirale est relié aunombre de résonances

Athanassoula 1992

barre à 45°La présence de résonancesILR ==> orbites x2 chocs

Selon la nature du gaz, la réponsechange de morphologieOndes de choc, si gaz fluide

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Couples exercés par la barre sur le gaz

Les couples changent de signe à chaque résonance, et peuventse déduire de simples arguments géométriques

Le gaz à l'intérieur de la corotationva perdre son momentet tomber vers le centre

A l'exterieur de la CR, au contrairele gaz s'accumule à l'OLR

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Formation d'anneaux

Ωb = 16km/s/kpc Ωb = 13km/s/kpc Ωb = 10km/s/kpcILR Combes & Gerin 1985

Formation d'un anneauà l'OLRSchwarz, 1981

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Buta & Combes 2000

Formation d’anneaux aux résonances(Schwarz 1981, 84)

Donne une idée de Vspas trop de viscosité

Les couples degravité changent designe à chaque résonance

Relatif équilibre

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Barres nucléairesPhénomène observé depuis longtemps, mais expliqué quedepuis quelques années NGC 4314

Erwin 2004Contours + B-V colors

NGC 5850

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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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Découplage de barres nucléaires

L'évolution naturelle d'un disque barré, avec gazAccumulation de masse vers le centre, couples de gravité

Formation de deux résonances de Lindblad, qui affaiblissent la barre

La courbe de rotation (Ω) monte de plus en plus au centre, de mêmele taux de précession des orbites allongées (Ω - κ/2)

La matière du centre ne peut plus suivre le reste du disque découplage

Pour éviter le chaos, il y a une résonance commune entre les barresprimaire et secondaireEx: CR de la 2nd = ILR de la première

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Formation d'une barre secondairedans les Pb N-corps + gaz

Friedli &Martinet 93

Positions respectives del'anneau etde la barre

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Barres secondaires

N corps + SPH (D. Friedli)

Etoiles

Gaz

t

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Barres et doubles barres

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Vitesses angulairescomparées des deux barres

Couplage non linéaire entre deux ondes Ω= ω/m

Entretien et échange d'énergie? ω1, ω2

Produit ξ1ξ2* avec V grad V

ou bien ρ grad Φ, etc…

battement mb = m1 + m2

ωb = ω1+ ω2

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Spectre d'amplitude pour le modem=2 (Masset & Tagger 97)

2 Ω- κ versus rdonne le lieu des résonance deLindblad ILR2 Ω- κ versus rOLRà t=8 Gyr

Spectre m=4Les courbes 4 Ω- κ versus r4 Ω+ κ

onde de battement m=4obtenue à la bonne fréquenceωb + ωs

31.8 + 13.9 =45.7 km/s/kpc

36Barre et spirale à vitesses différentes (Sellwood & Sparke 1988)

densité potentiel

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Alimentation des noyaux actifs

Les barres sont un moyen de précipiter le gaz vers le centrepour alimenter les starbursts, mais aussi les AGN

Pourtant, dans une première étape, la matière est piégée dans lesanneaux à l'ILR

La barre secondaire permet d'aller plus loin, de prendre le relai

Quelles sont les orbites à l'intérieur de la barre secondaire??

Spirale nucléaire? Troisième barre?Combien de résonances?

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Orbits périodiques dans un potentiel en cos 2θLe gaz tend à suivre ces orbites, mais tourne graduellement de 90° à chaque résonance

A) sans BH, leading

B) avec BH,trailing

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Destruction des barres

Les barres, en faisant arriver la masse vers le centre (gaz) se détruisent

Avec une concentration de masse centrale(disque nucléaire concentré, trou noir)de moins en moins d'orbite régulière x1, de plus en plus de chaotiquesdéflection de la masse centrale

Evolution: destruction des orbites périodiques, si évolution rapidedéplacement des résonances

Création des "lentilles", diffusion des orbites chaotiqueslimitées seulement par leur énergie dans le réferentiel tournantΦ( r ) -1/2 Ω2 r2

En dehors de la corotation: pas de limite (frontière brutale)

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Fraction de l'espace desphases occupé par les orbites x1, soutenant labarre

Surfaces de section pour un BHde 3% en masse

pour une particule de distance maxa) 0.25 ab) 0.65aa taille de la barre

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Surfaces de section pour lesorbites dans le plan de lagalaxie, pour diverses énergies

(y, dy/dt) au point de croisement de Oy, avec dx/dt > 0

Les courbes invariantes des familles x1 disparaissent à H~-0.3Hasan et al (1993)

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Formation de lentilles, et de "ansae" ou anseslors de la destruction de la barre

Les premières orbites à devenir chaotiques sont entre ILR et CR

Près du trou noir central, le potentiel devient axisymétrique etrégulier

Les lentilles dans les galaxies sont repérables par leur profil radial caractéristique et abrupt (Kormendy 1982)

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Rôle du gaz dans la destruction

Le gaz est amené au centre par les couplesLe moment angulaire est pris par la barre

Ceci détruit la barre Moment négatif à l’intérieur de la CR, ~ A2 (b-)Le moment du gaz à l’intérieur de la CR est du même ordre

Pas seulement la présence d’une concentration de masse1% de CM n’est pas suffisante pour détruire la barre Mais 1-2% de chute de gaz suffit à transformer la barre en lentille(Friedli 1994, Berentzen et al 1998, Bournaud & Combes 02, 04)

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Rôle des couples de gravité

6% masse de gazbulbe 25%Gaz dans 300pc ~ 1%

Plus facile de refomerla barre!

4% masse de gazbulbe 20%Gaz dans 300pc ~ 0.8%

Bournaud & Combes 2004

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Avec accrétion

Le gaz est accrété par intermittenceD’abord confiné à l’extérieur de l’ OLR,jusqu’à ce que la barre,faiblisse, il entre alors dans le disque, qui devientinstable à nouveau etreforme une barre

Sans

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Simulations de l’accrétion de gaz Reformation des barresUne galaxie est en évolution continuelle, et accrète du gaz tout au long 3 ou 4 épisodes barrés dans la vie d’une galaxie

Le rapport Mbulbe/Mdisk et la fraction de gaz évoluentet le type morphologique peut osciller

Mbul/Md<1

Mbul/md >1

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Changement de type

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Vitesses des barres vs types

Type morphologique "Early": profil radial des barres plat

Type morphologique "Late": profil radial exponentiel

Early: bulbe massif, grande concentration de masse centraleΩ - κ/2 taux de précession élevé existence d'ILR, anneaux nucléaires

Late: bulbe faible, pas de concentration Ω - κ/2 taux de précession bas, la corotation est repousséetrès loin dans le disque, et même parfois hors du disque d'étoiles

Laisse la distribution exponentielle gouverner le profil radial(Combes & Elmegreen 1993)

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Barres dans des galaxies "late" (gauche)et "early" (droite)Etoiles et gaz

Fréquences de rotationet précession

Profils radiaux des barresdans les deux types morphologiques (CE 93)

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Instabilités m=1

Asymétries excentriques observées dans la distribution de lumière, mais aussi du gaz HI à 21cmRichter & Sancisi (1994) plus de la moitié est fortement asymétrique(parmi 170à galaxies)

Cas de M101, NGC 628.. Parfois un compagnon, la plupart du temps non

les orbites rétrogrades favorisent m=1 (Zhang & Hohl 1978,Palmer & Papaloizou 1990)

Ces instabilités loin du centre nous renseignent sur la matière noire

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Kamphuis et al 1991M101

Noter les nombreusesbulles

La fléche indique unesuper-bulle, dûepeut-être à une interaction

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NGC 628(Kamphuis et al 1992)

Contours = HI à 21cm

Grande extension de gazautour de la galaxieoptique

Spirales et fragmentation loin de la zone optiqueStabilité??

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Mécanismes possibles

Principale difficulté: Le taux de précession différentielle très rapideΩ - κ près du centre

Excepté pour un disque purement Képlérien, potentiel en 1/Roù Ω = κ

m=1 mode propre, mais il faut que la self-gravité soit importante

Nature physique de l'instabilité

Simple description WKB (Lin & Shu 64, Toomre 77)

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Instabilité m=1dans un disque quasi képlérienAdams, Ruden & Shu 1989

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Amplification à Corotation

Energie et Moment angulaire sont:-- positifs en dehors de CR-- négatifs à l'intérieur

Les ondes sont partiellement transmises, et partiellement réfléchies à CRavec une zone évanescente si Q > 1

L'onde réfléchie, par conservation, à une amplitude accrue

Si cette amplificateur est couplé à une réflexion aux résonances ouaux frontières, on a un WASER, ou SWING

Lieux des points de rebroussement

Ωp = Ω + κ/m (1 - 1/Q2)1/2

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Pour m=1, il existe un autre amplificateur

Pas besoin de Corotation

Le potentiel indirect, qui est dû au décentrement de la masse centrale

Φ ( r, θ, t) = α ω2 r cos (ωt - θ)

Force à longue portéeLe disque se conduit comme une cavité résonanteavec le décentrement stimulant constamment de nouvelles ondestrailing

La masse centrale gagne du moment angulaire, de même que le disqueen dehors de CR(changement de réferentiel COM, ou BH, le moment change de signe)

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Alors que le taux de croissance pour le SWING est γ ~ Ωici γ << Ω

Ce mode permet au disque interne de perdre du moment angulaire, et au gaz de tomber sur le trou noir central

Applications aux oscillations du disque nucléaire, autour d'un trou noir central (cf M31, NGC 3504..)

La plupart des galaxies à bulbe massif possèdent un trou noir central

Relation de Magorrian

MBH = 0.2% M bulge

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Modèles N corps + SPH

• Ondes de densité

WFPC2 / HST

TIGER / CFHT

M 31

bande I

V

10pc centrauxDe M31

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Un mode m=1 képlerien?Pattern speed

Vue de face« observé »

coupes

Major-axis Minor-axis

BH: 7 107 Msol

Disk: 20-40% de la masse totale

Pattern speed: 3 km/s/pc (fréquence orbitale: 250 km/s/pc)

Temps de vie: > 3000 rotations ~ 4 108 ans

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Evolution sur la séquence de Hubble

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Principaux paramètres de la séquence:

1. Rapport bulbe/disque: concentration de masse croissantede Sc vers Sa: sens de l'évolution

2. Masse totale croissante de "late" vers "early"

3. Fraction de gas décroissante, formation d'étoiles

4. Fraction de masse noire décroissante: une partie de la matièrenoire se transforme en étoiles dans l'évolution, ce ne peut être quedu gas non condensé en objects compacts

5. Enroulement des bras croissant, dénotant une plus grande stabilitédes systèmes "early" (concentration de masse, rapport gas/étoiles)

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Conclusions

Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble defaçon immuable

Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés selon la quantité de gaz accrétée

Les galaxies ne sont pas des systèmes complétement formésIls continuent leur formation tout au long de l'âge de l'Univers

Soit par évolution séculaire, interne

Soit par intéraction entre galaxies, fusions et accrétions