Interactions entre Galaxies

Formation Post-Master

Dynamique des Galaxies

Françoise COMBES

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NGC 2207 and IC 2163– Hubble image

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Arp 188

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Arp 295

Contours en blanc:Gaz HI 21cm

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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 gravitationnellesBisymétrie m=2Similarité avec les barres

Génération de deux bras spiraux

La self-gravité et son amplification permet aux parties internesde développer des ondes de densité contrastées

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Comparaison des potentiels desbarres et des interactions de marée

Différentes forces à grande distancedu centre, où la barre est faible

Les interactions sont, elles,dominantes aux bords

μ est le rapport de masse entreles deux galaxies

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Messier 51et son compagnon NGC 5195

Toomre & Toomre1972

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Interactions entre galaxies•Phénomènes de marée très fréquents

•Formation de ponts de matière entre les galaxies

•Burst de formation d'étoiles

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Messier 51couleur

DSS

2 MassNIR

Radio, VLA

Keel website

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Les AntennesToomre & Toomre1972

Hibbard's website

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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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Les Souris

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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's website)

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

Formation desondes annulaires

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Spitzer PAH (8) anneaux décentrés

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Simulation numérique

N-body + sticky106 particules350pc résolution

évolution pendant 1Gyr barre+spiral

Puis collision210 Myr

Rapport de masse1/13

Anneau central 30deg inclinaison

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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

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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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Formation des Anneaux Polaires

Par collision?Bekki 97, 98

Par accretion?Schweizer et al 83Reshetnikov et al 97

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Formation des PRG par collision

Bournaud & Combes 2002

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Scénario du merging: inclinaison de l’anneau

L’inclinaison dépend de Mais même si <55 impossiblede produire des PR plus inclinésque 24 degrés

Les anneaux sont stables, t=8 Gyrs

Edge-on 10degrés

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Plusieurs anneaux avantenroulement dans l’espace desphases

Formation desondes annulaires

Dissipation àla formation de l’anneau

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Formation des PRG par accrétion

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Scénario de l’accrétion

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Scénario de l’accrétion

Capable de former des PRinclinés

NGC 660 Gas+stars Gas only

NGC 660 contient du gazProbablement instable par précessionMême si self-gravitant

Pas dans le scénario du merging

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NGC4650: un cas d’accrétion

Pas de halo stellaire détecté autourde la galaxieComme dans le scénario du merging

PR= 8 109Mo HI et 4 109 Mo étoiles

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Les anneaux polaires et la matière noire

Les simulations montrent que la matière noire ne se concentre pasEt 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 PRAlors que la luminosité R ou NIR mesure la galaxie hôte

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Tully-Fisher pour les PRGs

TF in I bandIodice et al 2002

AM2020-504

UGC4261

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TF en K pour les PRGs et simulations15%peak

Ex Simulations

Cercles: sans massetriangles: massif

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Les PR ne sont pas circulairesLes deux composants sont vus edge-on (effet de sélection)

Le V observé des PR est le plus petit, quand la MN est aplatieselon l’équateur

Plus il y a de MN, plus le PR est excentrique

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Tully-Fisher pour les SO

"Mass" TF ou "baryonic"Incluant le gaz HI

Simulations montrent des PR excentriques

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TF de la galaxie hôte vs Anneau Polaire

Spiral galaxies

hosts

PRs

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Polar rings from cosmic gas accretion

Brook et al 2008

After 1.5 Gyr, interaction between the two disks destroys the PRG

Velocity curve about the same in bothequatorial and polar planes

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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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Décomposition en deux ondes progressives, de fréquenceΩ 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 dela galaxie, et s'amortir, car l'amplitude devient de plus en plusgrande

Pas de réflexion possible, et d'amplification de cavité(comme le SWING, WASER..)

Autres mécanismes, comme intéraction entre galaxies, ou bienaccrétion continue de gaz externe, avec un moment angulaire différent

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Fusion entre galaxiesFriction 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 laformule de Chandrasekhar

Force locale, non globaleForce à distance?

Self-gravité?

Déformation du compagnon?

Seules les simulations donnentle bon ordre de grandeur

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Critéres pour la fusion

Deux galaxies sphériques: dépend de leur énergie E = v2/2de leur moment L = bvPour deux systèmes non liés, il existe une vitesse vmax (Emax)au delà de laquelle la fusion ne se produira pas

Pour les galaxies spiralesphénomènes de résonance

la fusion en est facilitée

L

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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's website

HI 21cm

Formation de nainesde marées(tidal dwarfs)

54Braine et al 2000, 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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61

Hierarchical scenario

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Formation d'étoiles dans les fusions

E0 Sa Sbc Sd

Transfert du gaz vers le centre Par les barres dans les interactions

ProjetGALMER Di Matteo et al 07

Tree-SPH2 105 partSF+ feedback

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Le flux de gaz produit des starbursts

Orbites retrograde plus de starbursts

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Orbite directe gSa gSa

100kpc

dir

ret

ret

IN

OUTSens des flux de gaz

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Formation des Contre-rotation

Rencontre entre spiraleet elliptique

Orbite retrograde

Forces de maréeImportantes aux bords

Le centre non affectéGarde son orientation

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Elliptical + spirale

Avec ou sans gaz,Mécanisme fficace

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Echange de moment angulaire Solid r < 2kpcDash 2< r <5kpc

Dot-dash 5<r<10Dots r>10kpc

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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 amasglobulaires

Histoire de la formation d'étoiles: pic vers z=2, lorsque lesamas se virialisent, et les galaxies fusionnent en grand nombre

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Histoire de la formation d'étoiles

Bouwens et al 2009