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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

Cours 7: Structure spiraleCours 7: Structure spirale


Structure spirale (M51Structure spirale (M51))Structure spirale (M51Structure spirale (M51))


Structure spirale (M51)Structure spirale (M51)Structure spirale (M51)Structure spirale (M51)

OPIOMMFaNTOmM


Structure spiraleStructure spiraleStructure spiraleStructure spirale

• 2 bras spiraux très réguliers que l’on peut suivre sur 11/4 à 11/2 révolution autour du noyau

• Bras ouverts & petit bulbe -> Sc

• Une des galaxies les plus symétrique -> grand design

• Implique un processus global de formation

NGC 5364



• Membre du GL, peu ou pas de bulbe & bras brisés en étoiles et en régions HII ->Sc

• Pas nécessaire d’avoir été formé par un processus global

• Origine plus locale que globaleM 33 – NGC 598



• Exemple le plus dramatique de spirale barrée SBb

• 2 bras ~symétriques sur ~180o

• Dust lanes du noyau à la fin de la barre – suggère que de la matière circule de la barre au bulbe

• Au début de chaque bras il y a des régions HII géantes

• Les bras partent au bout de la barre ce qui suggère que la barre est étroitement liée aux bras

NGC 1300



• Sb (pec): peculiar est probablement le résultat d’un merger récent

• Ce qui apparait comme des bras spiraux ne sont peut-être que les queues d’intéraction



M 51 – grand design NGC 7793 - floculent

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Département de physique


Winding problemWinding problemWinding problemWinding problem


Problème d’âgesProblème d’âgesProblème d’âgesProblème d’âges

• Bras spiraux: structures qui durent plusieurs Ga

• Bras spiraux: composés d’étoiles OB qui vivent quelques Ma

• Donc, bras spiraux ne peuvent être composées toujours des mêmes étoiles



• Les grandes différences dans les formes des bras spiraux d’une galaxie à l’autre suggère qu’il y a plus d’un mécanisme responsable. Trois mécanismes principaux sont proposés:

1.Les ondes de densité proposées par Lin & Chu dans les années 60s

2.Self-propagating star formation proposée par Mueller & Arnett en 1976

3. Interaction gravitationnelle (merger,accrétion, …)


Structure spirale (density Structure spirale (density wave)wave)

Structure spirale (density Structure spirale (density wave)wave)

• Pour les structures grand-design, Lin & Shu (1960) ont proposé un modèle où une onde avec un pattern speed p < qui compresse la ISM et induit la SF.

• Les étoiles jeunes sont du côté leading de l’onde

• La SF continue pendant toute la vie de la galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueStructure spirale Structure spirale

(SPSS)(SPSS)Structure spirale Structure spirale

(SPSS)(SPSS)

• SPSS est probablement le modèle à privilégier pour les structures floculentes

• Étoiles massives produisent des ondes de choc qui induisent de la SF qui à leur tour produisent des ondes de choc …

• Combinée à la rotation différentielle, on peut ainsi produire une structure spirale.

• Difficile à utiliser pour modéliser les grand-design

Spatial distribution of Blue and Red Supergiants with ages less than 30 Myr in the LMC

(Grebel & Grandner 1998)

Gerola & Seiden 1978

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueStructure spirale (int. Structure spirale (int.

grav.)grav.)Structure spirale (int. Structure spirale (int.

grav.)grav.)

• On s’attend que la structure spirale induite par merger est un temps de vie plus court (comme l’indiquent les simulations numériques)

• Les interactions gravitationnelles peuvent être aussi déclencheurs de structures spirales à plus long terme



• Nombres de bras:• Une galaxie qui est

identique après une rotation de 2 a une symétrie m et a m bras spiraux dominants

• La majorité des spirales ont 2 bras et sont dites avoir une structure spirale m=2

• Bras leading ou trailing• Un bras trailing est un

bras dont l’extrémité pointe dans la direction opposée à la rotation et le bras leading pointe dans la direction de la rotation

• Dans la majorité des cas, les spirales ont des bras trailing


Enroulement des brasEnroulement des brasEnroulement des brasEnroulement des bras

• Le pitch angle i d’un bras à un rayon r est l’angle entre la tangente du bras et le cercle à r = constant

• Pitch angles mesurés en fonction du type morphologique pour 113 galaxies (Kennicutt 1981)

• On voit le critère d’enroulement de la classification de Hubble


Orbites dans le plan du Orbites dans le plan du disquedisque


• La vitesse angulaire est déterminée par le champ de force dans le plan de l’orbite et est relié à la vitesse linéaire par = V/r, où V(r) est la courbe de rotation

• Pour une rotation rigide (sphère homogène), est constant (solid-body)

• Pour une orbite képlérienne (e.g. masse ponctuelle), ~ r-3/2

• En général (ex.: système solaire), décroit avec le rayon, ce qu’on appelle la rotation différentielle

• Pour les courbes de rotation plates (vitesse circulaire linéaire V(r) est constante), ~ r-1




• Fréquence épicyclique: fréquence de petites oscillations radiales p/r aux orbites circulaires

• où

• Le mouvement dans une orbite plane est bien approximé par la superposition de deux mouvements:

1. Un mouvement rétrograde à la fréquence angulaire autour d’une petite ellipse (épicycle). La longueur des demi-axes de l’épicycle sont dans un rapport

2. Un mouvement prograde du centre de l’épicycle à la fréquence angulaire sur un cercle

1/ 2224

drdr

2

Orbite képlérienne Orbite rigide



• Exemples:1. Une orbite

képlérienne dans le système solaire, = 1 . L’orbite est fermée et elliptique.

L’orbite elliptique d’une planète dans le système solaire

= 1




2. En général, le rapport est différent et l’orbite n’est pas fermé et forme une rosette

3. Cependant, on peut voir le mouvement dans le référentiel en rotation à une vitesse angulaire propre p et alors l’orbite est fermé. Cette vitesse angulaire est choisie tel que:

p – n/m


Différents modesDifférents modesDifférents modesDifférents modes

Pour une masse qui complète 2 oscillations radiales en faisant une orbite azimuthale complète dans le référentiel en rotation, on a des ellipses avec le centre au centre du potentiel. Un rapport:

a) un rapport (2/1) donne une barreb) un rapport (2/1) + offset azimuthal r1/2 donne m=2c) m=3d) m=4


RésonancesRésonancesRésonancesRésonances

1. Résonnance de Corotation: 0 = p

2. Résonnances de Lindblad: m(0 – p) = +/- 0 avec le signe + correspondant à la résonnance de Linblad interne (ILR) et le signe – à la résonnance de Linblad externe (OLR).


RésonancesRésonancesRésonancesRésonances

• Dans ces calculs, on a choisi p = 80 km s-1. Les ondes de densité se propagent entre OILR et OLR.

• Il y a 2 ILR, de chaque côté du pic – /2.

• Si la CR et une des résonance sont connues, alors la CR, les autres résonances et p sont connues.

(Yuan & Kuo 1997)


Mode m = 1Mode m = 1Mode m = 1Mode m = 1

Bournaud et al. 2005• les seuls modèles qui semblent pouvoir expliquer les modes m = 1 sont les modèles avec accrétion ou interaction gravitationnelle

Galaxies lopsided



Baldwin et al. 1980

M 101En fait, dans M101, on

retrouveles modes m=1, m=2, m=3

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique Mode m = 2Mode m = 2Mode m = 2Mode m = 2

Lowe et al. 1994



• Hohl (1971)• Gauche: disque stable selon les critères de

Toomre (Q > 1)• Droite: disque instable développe naturellement

une barre et une structure m = 2


Mode m = 2 & m = 3Mode m = 2 & m = 3Mode m = 2 & m = 3Mode m = 2 & m = 3M 101

• On fait ressortir les symétries en:• 2-bras: rotation 180o, soustraction de l’image originale, pixels négatifs mis à zéro et cette image soustraite de l’image originale (milieu)•3-bras: rotation de 120o, …(droite)


Indicateurs optiques de Indicateurs optiques de résonancerésonance


•On pense, qu’en général, la fin des bras spiraux correspond à l’OLR

•Donc, OLR ~ R25




• NGC 5248• La corotation CR est

souvent coïncidente avec l’inner ridge de formation d’étoiles




• NGC 1300• Dans une spirale

barrée, la corotation correspond souvent à l’endroit où la ligne de poussière passe de concave à convexe (souvent correspond à l’extrémité de la barre)




• NGC 3351• Anneau nucléaire: ILR• Fin de la barre: CR• Fin des bras spiraux: OLR

IRL

CR

ORL



1. Ondes de densité (Lin & Shu 1964):• La structure spirale est une onde de densité

quasi-stationnaire (sauf pour p global). L’onde est d’abord amplifiée (swing amplification – damped sur OLR & ILR + réflexion sur CR) puis atteint un état stable

• Le modèle d’onde de densité de Lin & Shu peut expliquer la majorité des propriétés observées dans les spirales, e.g. la domination des trailing arms et du mode m = 2.



2. Effets de marée due à une rencontre récente (Toomre & Toomre 1972; Toomre 1981):

• Plusieurs des plus belles spirales ont des compagnons proches (ex.: M51). Est-ce que la majorité des bras spiraux sont causés par la force de marée d’une galaxie compagnon ?

• Toomre a montré que les modèles d’interaction (effet de marée) peuvent reproduire avec succès la majorité des features de l’hypothèse de Lin & Shu.

• Dans le modèle de marée, la spirale est une onde de densité, mais l’onde est un effet transitoire et non de longue durée comme pour la théorie de Lin & Shu



Toomre & Toomre 1972120 particules !


Structure spiraleStructure spirale

3. Self-Propagating Star Formation (SPSS) ou Stochastic Star Formation (SSF) (Goldreich & Lynden-Bell 1965; Gerola & Seiden 1978):

• Pour expliquer les galaxies floculentes ou irrégulières, un modèle chaotique ou des morceaux de bras sont continuellement formés et meurent et qui statistiquement (avec l’aide de la rotation différentielle) forment un patron spiral.

• Les galaxies irrégulières sont plus fréquentes que les galaxies grand design.


Structure spiraleStructure spiraleStructure spiraleStructure spirale4. Structures spirales produites par des barres ou des

asymétries:• Plusieurs spirales ont une barre centrale ou une déformation

ovale et les bras spiraux commencent habituellement à l’extrémité de la barre.

• Ceci suggère que les barres sont dynamiquement responsables de la structure spirale dans ces cas.



5. Structure spirale produite par des champs magnétiques:• Au tout début, on a pensé que

les champs magnétiques pouvaient donner la structure spirale.

• Mais les champs sont trop faibles (B ~ 10-6 Gauss)

• Plutôt, les champs magnétiques suivent les bras spiraux.


Théories de la structure Théories de la structure spiralespirale

Théories de la structure Théories de la structure spiralespirale

• Question: y a-t-il un besoin d’ondes de densité quasi-stationnaires, c’est-à-dire, existe-t-il des spirales régulières grand design sans barre ou compagnon ?

• Kormendy & Norman (1979) ont examiné 54 galaxies spirales ayant des courbes de rotation.

• Résultat: 25 ont des barres, 8 ont des compagnons proches, 9 n’ont pas de structure spirale globale bien définie, et les 12 galaxies restantes sont des candidates pour des ondes de densité quasi-stationnaire. Cependant, elles ont tendance à être irrégulières par rapport aux galaxies avec une barre ou un compagnon. De plus, 10 des 12 ont une CR solid-body donc la structure spirale peut difficilement s’expliquer par des ondes de densité.

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