rôle de la barre dans l'évolution des galaxies spirales
TRANSCRIPT
2
Directeurs de thèsePhilippe Prugniel – Observatoire de Lyon
Emmanuel Davoust - Observatoire Midi Pyrénées
DéroulementOctobre 1998 – Octobre 2001
Population stellaire des bulbes = 1 anTaille des disques de spirales = 6 mois
Cinématique dans les galaxies barrées = 1 an et 6 mois
3
Plan de l’exposé
1. Rôle dynamique de la barre
Introduction
2. Taille des disques de spirales
3. Population stellaire des bulbes
6
Comprendre les barres
Observations
Modèles
Naissance
Evolution Dissolution
Cycle de vie d’une barre
?
7
Naissance de la barre
Une instabilité• Spontanée dans un disque de matière• Due à une interaction avec de la matière extérieure
Travaux de Nogushi (1996) et Miwa et Nogushi (1998) :• simulations des deux types de création• propriétés différentes• liens avec les observations
instabilité => galaxies tardives interaction => galaxies précoces
8
Evolutionde la barre, de la galaxie due à la barre
La barre n’est pas un élément isolé• Relation taille barre / taille disque (Duval et Monet 1985)• Relation taille barre / taille bulbe (Athanassoula et Martinet
1980)
Effet mécanique de la barre sur le gaz mouvement net vers le centre
• Simulations de Friedli et Benz (1993) : de 0,2 à 7 M / ans• Observations, dont Regan et al. (1997) pour NGC 1365 : 1 M / ans• Actualité : que devient ce gaz?
9
Evolution (2)La rotation de la barre
• La barre est en rotation rigide• La vitesse angulaire n’est pas constante
Simulations numériques de Friedli et Benz (1993) montrent que cette vitesse diminue au cours du temps
Possibilité de déterminer un âge de la barre
10
Dissolution de la barre
L’augmentation de la masse au centre engendre une fragilisation puis une dissolution de la barre.Hasan et Norman (1990) et Norman (1996)
• Trou noir de 1% à 2% de la masse galactique totale• Masse centrale de 1% à 10% de la masse totale• Durée dépend de la vitesse d’accrétion (0,2 à 20 Ga)• Autres sources possibles : interaction, absorption de galaxies satellites
11
Un cycle?
Une nouvelle barre peut-elle se former après la dissolutionde l’ancienne?
Alimentation en gaz du disque Interaction
Evolution de la galaxie
13
Objectifs
Base de données de modèles de galaxies barrées réelles :
• Positions des résonances• Vitesse de rotation de la barre (âge)• Quantifier le flux de gaz vers le centre• Etudier les lieux de formation d’étoiles• etc.
Champs de vitesse gaz et étoiles
Potentiel gravitationnel
14
Le choix de l’échantillon
Etude de l’orbite d’une étoile dans un potentiel barré : Certains rayons sont particuliers
gaz se concentre sur l’ILR => étude de galaxies à anneau circumnucléaire
Centre ILR CO OLRRayon
Corotation (CO) : étoiles tournent à la même vitesse que la barreRésonances de Lindblad (ILR, OLR): vitesses angulaires de la barre et des étoiles sont liées.
15
Echantillon et résultatsNom Type
33Å.mm-1
H, gaz
66Å.mm-1
H, étoilesCaT
(étoiles jeunes)T-W
NGC 1343 SBb X X
NGC 1819 SB0 X
NGC 2903 SBbc X
NGC 3351 SBb X
NGC 4314 SBa X X X
NGC 5430 SBb X X X
NGC 5850 SBb X
NGC 6654 SB0-a X
NGC 7217 Sb X X
NGC 7469 SBa X
NGC 7570 SBb X X
18
Autres résultats NGC 5430
• Vitesse de rotation de la barre par la méthode de Tremaine
et Weinberg (1984) :
b = 23 km.s-1.kpc-1
• « 3ème bras » perturbe le champ de vitesse nord
• Noyau double ? (Considère, non publié)
• Courbe de rotation CO : accord avec H
19
Perspectives
Nom Type33Å.mm-1
H, gaz
66Å.mm-1
H, étoilesCaT
(étoiles jeunes)T-W
NGC 1343 SBb X X
NGC 1819 SB0 X
NGC 2903 SBbc X
NGC 3351 SBb X
NGC 4314 SBa X X X
NGC 5430 SBb X X X
NGC 5850 SBb X
NGC 6654 SB0-a X
NGC 7217 Sb X X
NGC 7469 SBa X
NGC 7570 SBb X X
Travail en cours : Compléter la base de données
21
Objectifs
Présence d’une barre modifie la morphologie
évolution
Etudier l’influence de la barre sur le diamètre des galaxies
22
Echantillon principal
Source : LEDA (Paturel et al. 1997)
Critères de sélection :• - 3,5 < t < 8,5 => E/SO à Sd• st < 4• inclinaison < 85°• MB< -19• 1000 km.s-1 < V < 10000 km.s-1
15693 objets dont 4528 (29%) sont catalogués barrés
23
Echantillons secondaires
1. Sous échantillons tirés de l’échantillon principal avec différentes coupures :• Incl < 60°• st < 1• slogd25 < 0,1• D < 70 Mpc
2. Galaxies de UGC pour avoir une classification SA / SB et un diamètre plus homogènes : 6906 objets dont 1731 (25%) sont barrés
24
Le paramètre de taillelogdc : logarithme du diamètre à l’isophote de 25ème magnitude en B corrigé de l’inclinaison et de l’absorption interne.
Lien avec le rayon de « Cut off » observé par Pohlen et al. (2000) sur un ensemble de 31 galaxies.
25
Effets sur les diamètres
1. Effet de morphologie• Taille des disques (Roberts et Haynes 1984)• Propriétés des barres
2. Effet de distance• Biais de Malmquist
26
Correction de l’effet de distance
Correction linéaire avec la distance :
logdcc = logdc-0,001839*logdc
27
Résultats (1)
Echantillon principal Sous échantillons
SB = 3951SA = 9402
SB = 3392SA = 4229
SB = 2234SA = 3180
SB = 2988SA = 6102
SB = 4528SA = 11165
28
Résultats (2)
Couleur différence SB – SA
Filtre bleu 0,016 0,004
Filtre rouge 0,011 0,004
Toutes les contraintes
Résultats UGC
SB = 1027SA = 777
29
En résumé …
Différence « toutes contraintes comprises » trouvée de l’ordre de 0,02 :
les SB ont un diamètre 5% plus grand que les SA
Explications :1. Répartition de la luminosité différente?2. Quantité de matière lumineuse différente?
30
D’autres indicateurs
• Magnitude absolue en B• Magnitude absolue en I• Dispersion de vitesse au centre• Vitesse maximale de rotation du disque• Masse de HI• Luminosité dans l’infrarouge lointain
Utilisation de paramètres disponibles dans LEDA
31
Liens avec la formation stellaire
Hypothèse : écart de taille = écart de luminosité dû à un excès de formation stellaire
Utilisation du code PEGASE :Sur une population vieille de 15 Ga, on ajoute une formation d’étoiles constante sur 100 MaPour correspondre à l’écart en luminosité, la population jeune correspond à 1/2000ème de la masse totale.
Galaxie de 1011 M => 0,5 M / an
32
Conclusions
• SB sont plus grandes que les SA• Pas de rapports nets avec la « masse »• Excès de formation stellaire induit par la barre
Causalité?1. La barre fait « grandir » le disque2. Un grand disque favorise l ’apparition de la barre
Après traitement des biais, les résultats semaintiennent pour les types Sa à Sc
34
Présentation
• Caractériser plusieurs populations stellaires dans les bulbes
• Origine et évolution des bulbes
• Relation avec la présence d’une barre
35
L’échantillon88 galaxies spirales sélectionnées à l’origine pour une étude cinématique et morphologique (Héraudeau et al. 1998, 1999)
• MB entre –23 et –18• V < à 4000 km.s-1 (galaxies proches)• Dispersion de vitesse centrale entre 50km.s-1 et 220km.s-1 • 36 SB sur les 88 objets (40%)
Archivage des données dans HFA et traitements par des
procédures d’Hypercat
37
Schéma d’extraction
• indices bruts sur chaque spectre
• combinaison des indices pour chaque objet
• correction de dispersion de vitesse
• correction d’ouverture
• évaluation de la contamination par la lumière du disque
• évaluation de la contamination par l’émission du gaz
38
Relations entre
Indices et VitessesConfirme Mg2 / 0Montre Mg2 / Vm
Indique <Fe> / 0 / Vm
Prugniel et al. (2001)
39
Le plan Mg2 / <Fe>
Modèles de Borges et al. (1996) :
Liens en Mg2 et <Fe> pour une population d’étoiles de 12 Ga avec
différents [Mg/Fe]
[Mg/Fe] = 0 pour une création d’étoiles continue
[Mg/Fe] > 0,4 pour une création rapide (collapse)
40
Modèle de bulbes
Population P1 P2
[Fe/H] 0 à -1égale à celui de la population primaire
Age (en Ga) 16 entre 1 et 16
[Mg/Fe] 0,6 0 (solaire)
42
Les trois zones= Zone A =Plutôt P2
Métallicité faiblePetits bulbes
= Zone B = Plutôt P1
[Mg/Fe] élevéGros bulbes
= Zone C = combinaison
44
Conclusions
• Relations entre les indices et la masse pour les bulbes
• Bulbes de spirales composées de 2 types de populations stellaires
• Mécanisme de création de P2 : la barre?
• Les galaxies de B’ n’ont jamais été barrées?