Interactions entre Galaxies Formation PostMaster Dynamique des Galaxies

Interactions entre Galaxies Formation Post-Master Dynamique des Galaxies Françoise COMBES

NGC 2207 and IC 2163– Hubble image 2

Arp 188 3

Arp 295 Contours en blanc: Gaz HI 21 cm 4

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 gravitationnelles Bisymétrie m=2 Similarité avec les barres Génération de deux bras spiraux La self-gravité et son amplification permet aux parties internes de développer des ondes de densité contrastées 5

Comparaison des potentiels des barres et des interactions de marée Différentes forces à grande distance du centre, où la barre est faible Les interactions sont, elles, dominantes aux bords μ est le rapport de masse entre les deux galaxies 6

Messier 51 et son compagnon NGC 5195 Toomre & Toomre 1972 7

Interactions entre galaxies • Phénomènes de marée très fréquents • Formation de ponts de matière entre les galaxies • Burst de formation d'étoiles 8

Messier 51 couleur DSS 2 Mass NIR Radio, VLA Keel website 9

Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard's website 10

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Les Antennes HST formation de SSC (Super Star Clusters) Les Antennes, HI Hibbard et al 2001 Contours obtenus au VLA +BVR colors 12

Les Souris 13

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Simulations numériques (Dubinski et al 1996) La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration 16

Ensemble de fusions de galaxies (Hibbard's website) 17

Galaxies en anneau Lorsque la collision est de plein fouet, les deux bras spiraux s'enroulent en anneau: onde de densité concentriques cf Lynds & Toomre 76 18

Horellou & Combes 1999 Les anneaux sont décentrés, et ne peuvent se confondre avec les anneaux résonants dans les galaxies barrées De même, un autre phénomène: les anneaux polaires (une fois vus de face. . ) 19

Formation des ondes annulaires Plusieurs anneaux se forment successivement, avant l'enroulement dans l'espace des phases 20

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Spitzer PAH (8 m) anneaux décentrés 23

Simulation numérique N-body + sticky 106 particules 350 pc résolution évolution pendant 1 Gyr barre+spiral Puis collision 210 Myr Rapport de masse 1/13 Anneau central 30 deg inclinaison 24

Splash de gaz interstellaire HI Messier 81, Messier 82, NGC 3077 25

Reconstitution de l ’interaction Rapport de masse faible, de l’ordre de qq % Plusieurs passages depuis la formation du Groupe Local Les Nuages avancent devant Contraintes sur la masse de la Voie Lactée V ~200 km/s 26

Le Courant Magellanique Détecté en hydrogène atomique HI à 21 cm de longueur d ’onde Autant 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 27

Nuages à grande vitesse tombant sur la Galaxie Origine encore inconnue Leur masse dépend de leur distance Résidus de la formation du Groupe Local? --> très massifs Ou juste chute des Nuages de Magellan? Origines multiples Aussi, effet fontaine après formation de supernovae. . 28 Wakker et al 99

Interaction avec Andromède La galaxie la plus massive du Groupe Local, comparable à la Voie Lactée, n ’est qu ’à 700 kpc Elle se dirige vers nous à 300 km/s Sur la base de sa vitesse radiale, le temps d ’approche est de 2 Gyr Mais sa vitesse tangentielle est inconnue Bientôt des mouvements propres avec le satellite GAIA 29

Simulations de la rencontre avec M 31 30

Formation des anneaux polaires soit par fusion de galaxies avec J perpendiculaires Ou par accretion de gas dans les parties externes cf LMC/MW Forme à 3 D de la matière noire? 31

Formation des Anneaux Polaires Par accretion? Schweizer et al 83 Reshetnikov et al 97 Par collision? Bekki 97, 98 32

Formation des PRG par collision 33 Bournaud & Combes 2002

Scénario du merging: inclinaison de l’anneau L’inclinaison dépend de Q Mais même si Q <55 impossible de produire des PR plus inclinés que 24 degrés Les anneaux sont stables, t=8 Gyrs Edge-on 10 degrés 34

Formation des ondes annulaires Plusieurs anneaux avant enroulement dans l’espace des phases Dissipation à la formation de l’anneau 35

Formation des PRG par accrétion 36

Scénario de l’accrétion 37

Scénario de l’accrétion Capable de former des PR inclinés NGC 660 Gas+stars Gas only NGC 660 contient du gaz Probablement instable par précessio Même si self-gravitant Pas dans le scénario du merging 38

NGC 4650: un cas d’accrétion Pas de halo stellaire détecté autour de la galaxie Comme dans le scénario du merging PR= 8 109 Mo HI et 4 109 Mo étoiles 39

Les anneaux polaires et la matière noire Les simulations montrent que la matière noire ne se concentre pas Et ne s’aplatit pas (au contraire) inférieur a E 4 Le cas de NGC 4650 A: 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 PR Alors que la luminosité R ou NIR mesure la galaxie hôte 40

UGC 4261 Tully-Fisher pour les PRGs AM 2020 -504 Iodice et al 2002 TF in I band 41

TF en K pour les PRGs et simulations 15%peak Ex Simulations Cercles: sans masse triangles: massif 42

Les PR ne sont pas circulaires Les deux composants sont vus edge-on (effet de sélection) Le V observé des PR est le plus petit, quand la MN est aplatie selon l’équateur Plus il y a de MN, plus le PR est excentrique 43

Tully-Fisher pour les SO "Mass" TF ou "baryonic" Incluant le gaz HI Simulations montrent des PR excentriques 44

TF de la galaxie hôte vs Anneau Polaire Spiral galaxies hosts PRs 45

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 both equatorial and polar planes 46

Warps et oscillations en z Z(r, θ, t)=zo cos(Ωt-θ) cosνzt Z(r, θ, t)=zo/2 [cos((Ω-νz)t-θ) +cos((Ω+νz)t-θ)] 47

Décomposition en deux ondes progressives, de fréquence Ω 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 de la galaxie, et s'amortir, car l'amplitude devient de plus en plus grande Pas de réflexion possible, et d'amplification de cavité (comme le SWING, WASER. . ) Autres mécanismes, comme intéraction entre galaxies, ou bien accrétion continue de gaz externe, avec un moment angulaire différent 48

Fusion entre galaxies Friction dynamique: une masse M dans une mer d'étoiles Formule de Chandrasekhar (43) dv/dt = -v 16π2/3(lnΛ)G 2 m. M f(0) ρ = m f(0) 49

Approximations de la formule de Chandrasekhar Force locale, non globale Force à distance? Self-gravité? Déformation du compagnon? Seules simulations donnent le bon ordre de grandeur 50

Critéres pour la fusion Deux galaxies sphériques: dépend de leur énergie E = v 2/2 de leur moment L = bv Pour deux systèmes non liés, il existe une vitesse vmax (Emax) au delà de laquelle la fusion ne se produira pas L Pour les galaxies spirales phénomènes de résonance la fusion en est facilitée 51

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) 52

Hibbard's website HI 21 cm Formation de naines de marées (tidal dwarfs) 53

Braine et al 2000, 01 54

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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 200 kpc du centre Alignement perpendiculairement au grand axe, pour les galaxies alongées S'enroulent aléatoirement pour les galaxies rondes en projection 56

Mécanisme de "phase wrapping" Enroulement de phase (Quinn 1984, Dupraz & Combes 1986) Forme à 3 D des galaxies elliptiques? Matière noire? 57

58 Dupraz & Combes 1986

Gaz dans les coquilles? Jaune: star shells Blanc: HI Bleu: Radio jets Rouge CO obs Charmandaris, Combes, van der Hulst 2000 59

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Hierarchical scenario 61

Formation d'étoiles dans les fusions Transfert du gaz vers le centre Par les barres dans les interactions E 0 Sa Sbc Sd Projet GALMER Di Matteo et al 07 Tree-SPH 2 105 part SF+ feedback 62

Le flux de gaz produit des starbursts Orbites retrograde plus de starbursts 63

OUT Sens des flux de gaz Orbite directe g. Sa dir ret IN ret 64 100 kpc

Formation des Contre-rotation Rencontre entre spirale et elliptique Orbite retrograde Forces de marée Importantes aux bords Le centre non affecté Garde son orientation 65

Elliptical + spirale Avec ou sans gaz, Mécanisme fficace 66

Echange de moment angulaire Solid r < 2 kpc Dot-dash 5<r<10 Dash 2< r <5 kpc Dots r>10 kpc 67

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 amas globulaires Histoire de la formation d'étoiles: pic vers z=2, lorsque les amas se virialisent, et les galaxies fusionnent en grand nombre 68

Histoire de la formation d'étoiles Bouwens et al 2009 69