Dynamique des galaxies Confrontation aux Observations

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Dynamique des galaxiesConfrontation aux
Observations

• Eric Emsellem
• CRA Lyon

2
I ObservablesII Quelques faits marquantsIII
Techniques de modélisationIV Perspectives et
conclusion
3
I- Observables

• Spectre I(l,x,y,z)

Projection

• En un point du ciel
• ? I(l,x,y)

Convolution par la PSF

• Seeing ? I(l,x,y)

4
Le problème inverse

• Spectre I(l,x,y,z)

Déprojection

• En un point du ciel
• ? I(l,x,y)

Déconvolution par la PSF

• Seeing ? I(l,x,y)

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Les différents traceursLe gaz

• 90 H, 10 He
• Formes neutre, moléculaire, ionisé

Masse
Nuage
T
Densité
HI
Orion
HII
H2
Poussière
Msol
Msol
(K)
cm-3
6
Le gaz HI

• Raie de transition hyperfine à 21 cm

Pôles alignés (haute énergie)
Pôles opposés (basse énergie)

• Transition rare mais gaz abondant

7
Le gaz HI - Cartographie
8
Le gaz HI - Cartographie
9
Le gaz HI

• Profils de vitesse

Sofue et al.
10
Le gaz HI

• Diagramme Position - Vitesse

11
Le gaz HI - Cinématique

• NGC 253 Observations HI

Koribalski et al.
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Le gaz ionisé Ha

• Spectre dans le visible

13
Le gaz ionisé Ha

• Comparaison HI / Ha

14
Le gaz ionisé Ha

• Champ de vitesse

Khoruzhii et al.
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Les étoiles
galaxie

• Raies en absorption

étoile
triplet du Calcium

• Déconvolution
• G S ? LOSVD ? G S ? LOSVD
• LOSVD
• Line Of Sight
• Velocity Distribution

l ang
LOSVD
V km/s
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Les étoiles

• Problèmes de populations
• (template mismatching)

Populations différentes Dynamique différente

• Déconvolution G Si ai Si ? LOSVDi
• ? G Si ai Si ?
  LOSVDi

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Spectroscopie douverture
Vitesse, Dispersion de vitesse
18
Spectroscopie longue-fente
Profils cinématiques
19
Spectroscopie intégrale de champ
On obtient un spectre à chaque position
20
Spectroscopie intégrale de champ
Flux
Vitesse
Dispersion
21
II HistoriqueQuelques Faits marquants
22
II- Historique Quelques faits marquants

• Lobservation du HI Tully Fisher

Fornax / Abel 1367
23
II- Historique Quelques faits marquants

• Lobservation du HI La matière noire

24
II- Historique Quelques faits marquants

• Les galaxies elliptiques

Bertola Capaccioli 1975
25
II- Historique Quelques faits marquants

• Les masers H2O

NGC 4258
Miyoshi et al. 1995
26
II- Historique Quelques faits marquants

• Les masers H2O

Vitesses 1000 km/s
Trou noir 4.1 107 Msol
NGC 4258
Miyoshi et al. 1995
27
II- Historique Quelques faits marquants

• Le centre galactique

28
II- Historique Quelques faits marquants

• Le centre galactique

Image Infra-rouge
29
II- Historique Quelques faits marquants

• Les mouvements propres

Eckart, Genzel et al.
30
II- Historique Quelques faits marquants

• Traceurs

31
III Techniques de modélisation
32
III Techniques de modélisation

• Ondes de densité

Anneaux représentant un gauchissement
33
III Techniques de modélisation

• Ondes de densité spirales

34
III Techniques de modélisation

• Ondes de densité spirale

M 81 (Canzian 93, données HI de Visser)
35
III Techniques de modélisation

• Ondes de densité spirale

M 81 (Canzian 93, données HI de Visser)
36
III Techniques de modélisation

• Vers la fonction de distribution f(X,V,t)

? Calculer les moments de la fonctions de
distribution
37
III Techniques de modélisation

• Modèles de Jeans Cas sphérique

Correction de laplatissement ?
Masse du trou noir 2.0 109 Msol
Kormendy et al. 1996
38
Modèles photométriques examples
NGC3379
NGC4473
NGC4621
39
III Techniques de modélisation

• Modèles de Jeans Cas axisymétrique

NGC 3115 S0
40
III Techniques de modélisation

• Cas axisymétrique Hunter Qian

41
III Techniques de modélisation

• Modèles HQ

NGC 3115 S0
42
III Techniques de modélisation

• Modèles HQ le trou noir central

Masse du trou noir 6.5 108 Msol
NGC 3115 S0
43
III Techniques de modélisation

• Modèle HQ LOSVDs et couverture 2D

NGC 3115 S0
44
III Techniques de modélisation

• Programmation quadratique Le halo noir

NGC 3115 S0
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III Techniques de modélisation

• Méthode de Schwarzschild

Brillance de surface Cinématique
Observables pour chaque orbite
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Conditions initiales des orbitesLEnergie
Théorème de Jeans
Echantillonner les orbites à travers leurs
intégrales

• Energie E
• Grille logarithmique en rayon circulaire ? grille
  en E
• Domaine radial suffisant pour couvrir toute la
  masse

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Conditions initiales des orbitesLe moment
angulaire

• Moment angulaire Lz
• Grille linéaire du minimum Lz (0, orbite
  radiale) au maximum Lz (orbite circulaire) à
  cette Energie

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Conditions initiales des orbitesla troisième
intégrale
Cretton et al. 1999

• Troisième intégrale I3
• Paramétrisée avec un angle initial
  atan(zzvc/Rzvc) sur la ZVC, du minimum I3 (0,
  orbit planaire) au maximum I3 (orbit tube fine) à
  ces valeurs de E et de Lz

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Intégration de lOrbite

• Intégrer nE x nLz x nI3 orbites et enregistrer
  sur
• Grille polaire intrinsèque
• Densité ?(r,?) , moments de vitesse
• Grille polaire projetée
• Densité ?(r,?)
• Grille cartésienne projetée
• Densité ?(x,y) , LOSVD VP(x,y,v)
• Enregistrer les contributions fractionnelles en
  une ..

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Observables et contraintes
? Matrice Orbitale

• Vecteur contraintes
• Photométrique
• Modèle de masse, intégré sur les cellules de la
  grille, normalisé par la masse totale de la
  galaxie
• Cinématique
• Ouvertures avec au plus 6 moments de
  Gauss-Hermite

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Résoudre le problème matriciel

• Problème type moindres-carrés
• Trouver les poids orbitaux, vecteur ?jgt0, qui
  donne la superposition ?i ?j Oij la plus proche
  de Dj
• NNLS ou toute autre méthode de moindres carrés
• La qualité de lajustement est donnée par

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Constraindre MTR et le M/L

• Calculer une librairie dorbites pour des
  valeurs différentes de MTR et du M/L
• Résoudre le problème matriciel pour chaque
  modèle (NNLS)
• Tracer les contours de c2

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La galaxie compacte M32 (E3)
54
La galaxie compacte M32 (E3)

• Petit compagnon inactif de la grande galaxie
  dAndromède (M31)
• Plusieurs travaux suggère la présence dune masse
  centrale noire
• Etude la plus poussée Modèle de Schwarzschild
  axisymétrique utilisant des données longue-fente
  (sol) et la spectro douverture HST/FOS (van der
  Marel et al. 1997, 1998)
• Résultats
• (M/L)V2.0 0.3
• MTR(3.4 0.7)x106 Mo
• 55o lt i lt 90o
• Des données STIS/HST (longue-fente) viennent
  dêtre publiées par Joseph et al. (2001)

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M32 Modélisation dynamique avec les données
SAURON
STIS
V
?
h3
h4
?
h3
h4
V

• Nouvelles données
• Cartes SAURON dans les 9x11 centrales (de
  Zeeuw et al. 2001)
• Données STIS le long du grand axe (Joseph et al.
  2001)

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M32 Paramètres du meilleur ajustement

• Contraintes fortes sur M/L, MBH, i
• MBH en accord avec van der Marel et al. 1998

Niveau 3?
(Verolme, Cappellari et al. 2002)
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M32 Importance de la spectro 2D
Niveau 3?
SAURON STIS
4 fentes STIS

• Paramètres du modèle et dynamique interne
  fortement contraintes

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NGC 821 Schwarzschild
DONNEES
MODELE
RESIDUS
- Le champ de vitesse est bien reproduit par le
modèle
Mc Dermid et al. 2002
59
Résultats pour NGC 821

• M / L très bien contraint
• La masse du trou noir non contrainte

60
Distribution dans lespace des phases pour NGC 821

• Composante distincte autour de R10
• Cohérent avec le disque vu dans la photométrie
• Comparaison de la cinématique Ca / Hb implique
  que lage du disque est gt 6 Gans
• Rotation faible fusion 13 sans dissipation?

Mc Dermid et al. 2002
61
III Techniques de modélisationmodèles N corps
SPH

• Modèles non statiques
• Possibilité dinclure du gaz de manière
  autocohérente
• Mais ? Modèles génériques
• Possibilité dun ajustement dans des cas très
  spécifiques
• Difficulté de résoudre les échelles trop
  différentes

62
Modèles N corps Exemples

• Interactions

Vollmer et al.
63
Modèles N corps Exemples

• Interactions

Hibbard Barnes
64
Modèles N corps Exemples

• Interactions

Hibbard Barnes
65
Modèles N corps Exemples

• Interactions

Hibbard Barnes
66
Modèles N corps Exemples

• Fusions de deux galaxies elliptiques

67
Modèles N corps SPH Exemple

• Barres La Voie Lactée

Simulations N corps SPH de R. Fux
68
Modèles N corps SPH Exemple

• Barres La Voie Lactée

Simulations N corps SPH de R. Fux
69
Modèles N corps SPH Exemple

• Barres La Voie Lactée

Simulations N corps SPH de R. Fux
70
III Techniques de modélisationmodèles N corps
SPH

• Double barres

NGC 5850
Wozniak et al. 95, AAS 111, 115
71
Barres secondaires
Etoiles
Gaz
t
N corps SPH (D. Friedli)
72
Cinématique 2D des barres secondaires
Modèle N corps SPH

• OASIS/CFHT

NGC 2859
73
Modèles N corps SPH

• Ondes de densité

M 31
bande I
s
V
WFPC2 / HST
TIGER / CFHT
74
Les 10 pc centraux de M 31
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Un mode m1 képlerien?
Pattern speed
Vue de face
observé
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 gt 3000 rotations
• 4 108 ans

coupes
76
Zoomons sur M 31
Berman 01, AA 371, 476
gas flow model
kpc
Modèle de labsorption
kpc
77
IV Perspectives et Conclusions
78

• Quelles problèmes à résoudre?
• Quels instruments?
• Quels outils de modélisation?

? Une illustration
79
Galaxies 'Axisymétriques'

• Cinématique alignée avec le grand axe
• Rotation normale

80
Galaxies 'Triaxiales'

• Non alignement des axes photométriques et
  cinématiques

81
Galaxies à dynamique complexe
82
La photométrie est-elle un bon indicateur?
83
Coeurs cinématiquement découplés
84
IV Perspectives et Conclusions

• La matière noire ?
• Morphologie / dynamique des galaxies à z gt 0 ?
• Rôles des composantes (barres, trous noirs, modes
  m1, )

• Couverture multi longueurs donde
• Couverture multi échelle
• Couverture 2D

• Généraliser les modèles
• Lier Dynamique et Chimie!