Les Collisions de Galaxies

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Les Collisions de Galaxies

• Frédéric Bournaud
• Observatoire de Paris / LERMA

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Des évènements fréquents

• Collisions mineures
• Une galaxie 1 naine lt 10
• - Tous les 2-3 Gyr dans le champ
• - Continu dans les groupes
• ex M-W GMC

• Collisions majeures
• Galaxies de masses similaires
• - Exceptionnel dans le champ
• - Tous les 1-3 Gyr dans les groupes pauvres
• - Quasi-continu dans les groupes compact

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Des collisions aux fusions

• Ne se produit pas
• - Collisions ente étoiles (quelques unes pour
  2.1011 étoiles)
• - Relaxation à deux corps
• très peu de  croisements  gravitationnels
  détoiles
• T2C gt 10 Gyr
• Se produit
• Friction dynamique
• - entre les disques stellaires (qqs 10 kpc)
• - avec les halos de matière noire (qqs 100 kpc)
• Freinage relatif des deux galaxies
• Fusion
• Sauf si vitesse gt 500 km/s collision sans
  fusion
• (cas des amas rare en dehors)

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Fusion et relaxation

• Conséquences
• 1- Lenergie cinétique (mouvement relatif)
  dissipée par friction ? énergie interne
  (chauffage du gaz detoiles) dispersion de
  vitesse augmentée

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Fusion et relaxation

• Départ 2 galaxies spirales , entrent en
  collision gt fusion par friction
• Tfusion T fric dyn 50 300 Myr
• T dynamique T orbital 100 600 Myr
• gt La fusion est rapide, accompagnée dune
  relaxation violente
• Conséquences
• 1- Lenergie cinétique (mouvement relatif)
  dissipée par friction ? énergie interne
  (chauffage du gaz detoiles) dispersion de
  vitesse augmentée
• 2- Résidu plus concentré que les disques spiraux
• profil de Sersic m(r) mo exp -b
  (r/re)1/n n augmente

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Des spirales aux elliptiques

• Collision entre deux spirales de même masse
• E dissipée par friction (et chauffage résultant)
• E initiale (de rotation) des disques
• gt Système final V/s lt 1

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Des spirales aux elliptiques

• Formation dune galaxie elliptique
• Chauffage gt Système final V/s lt 1
• et destruction des disques en rotation
• Relaxation gt Profil final n 3 5
• Similaire aux galaxies Elliptiques observées

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Des spirales aux elliptiques
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Des spirales aux elliptiques
Séquence de Toomre
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Fusions majeures et mineures
Echelle de rapport de masse
110
13
11
1100
Major Mergers
Minor Mergers
Cas intermédiaires Formation de galaxies S0
lenticulaires

• Spirale Naine
• gt Spirale perturbée
• Épaississement, chauffage, alimentation du bulbe
  FAIBLES
• gt SPIRALE EARLY-TYPE

• Spirale Spirale
• gt Chauffage/Relaxation
• gt ELLIPTIQUE

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Fusions successives
Fusions 81 successives Relaxation et chauffage
progressifs Sb -gt S0 (2 fusions) -gt
Elliptiques (4 fusions)
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Elliptiques et populations stellaires
magnitude
metallicité

• Pas de  mélange total  des populations
  stellaires 
• Gradients de métallicité radiaux ou
  azimuthaux (fusions majeures uniques)

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Effets de marée réponse du gaz
Réponse du gaz au champ de marée - contrôlée
par la position du compagnon - dépend de la
position des résonances (dont corotation)
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Effets de marée réponse du gaz
Couples positifs/négatifs selon le rayon. gt
Outflow à lextérieur de la corotation (sajoute
au champ de marée) gt Inflow dans les régions
internes
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Effets de marée réponse du gaz
Outflow à lextérieur de la corotation queues
de marée Inflow dans les régions internes
flambée de formation stellaire
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Queues de marée
Tadpole Galaxy( HST)
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Naines de marée
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Naines de marée
Arp 105 (Duc et al. 1994)
NGC 7252 (Hibbard et al. 1996)
Accumulations de matière riches en gaz et
massives (109MO) dans les parties externes des
queues formant des étoiles gt Galaxies naines
en formation ?
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Des  mergers  aux  Starbursts 

• Couples de gravité gt Infall de gaz
• (surtout rencontres lentes et dans le plan)
• Densité croissante, chocs, .
• Starburst - observé
• - théorique qq soit les
  facteurs de SFR
• densité (Schmidt)
• seuil
• dispersion
• chocs

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Des  mergers  aux  Starbursts 
Limitation Le gaz mobilisé est dans la
corotation Cas idéal corotation à grand
rayon gt Nécessite un compagnon lent
(W) gt Existence de résonances
internes gt Linfall de gaz est stoppé Le
gaz nest pas concentré au-delà des 1-3 kpc
centraux
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Des  mergers  aux  Starbursts 
Limitation Le gaz nest pas concentré au-delà
des 1-3 kpc centraux gt
limite la densité, les chocs, la contagion
gt starburst modéré SFR max 5 Mo/yr
sur les collisions favorables 2eme starburst
? Fin de fusion les cœurs des deux galaxies
sont proches W plus élevé gt reprise de
linfall jusquau centre Mais ne mobilise
que le gaz du kpc central gt pas de starburst
plus fort Au mieux à grand z (peu de bulbe),
avec des disques riches en gaz, SFR peut
atteindre 15 Mo/yr
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Des  mergers  aux  Starbursts 
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Des  mergers  aux  Starbursts 
Comment expliquer les ULIRGs? Souvent ULIRGs
associées aux collisions/fusions
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Des  mergers  aux  Starbursts 
Comment expliquer les ULIRGs? Souvent ULIRGs
associées aux mergers Mais pourquoi ces
mergers produisent-ils 100 Mo/yr détoiles
? Loi de Schmidt vs. chocs/contagion gt ne
résout pas le problème Seul modèle
lexpliquant Collisions de galaxies -
à faible densité centrale - de type très
tardif (sans bulbe) - très stables (pas de
barre à z1)
? irréaliste (ou exceptionnel) Pas
de réponse satisfaisante actuellement Facteurs
déclanchant la formation stellaires mal compris
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Phénomènes nucléaires
Formation stellaire centrale gt Cœurs / disques
nucléaires froids et découplés gt mécanismes
daccrétion centrale noyau actif
possible effets de la fusion de
trous noirs centraux.
(Mayer et al. 2006)
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Les collisions de plein fouet

• Peuvent être sans fusion (V gt 500 km/s)
• Anneaux collisionnels

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Les collisions de plein fouet

• Peuvent être sans fusion (V gt 500 km/s)
• Anneaux collisionnels
• Effets de  splash  pour le gaz

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Formation danneaux 1- Collisionnels

• Passage rapide du compagnon
• au centre du disque
• Impulsion radiale
• oscilations radiales
• en phase à t0
• de période croissante avec r

Anneaux ondes en expansion Transitoires
(sans autogravité)
(Appleton Struck 1996)
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Formation danneaux 1- Collisionnels
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Formation danneaux 2- Dissipatifs
Rencontres de mouvements radiaux vers lextérieur
(anneaux collisionnels)et vers lintérieur
(retombée diffuse) dissipation gt anneau fixe,
self-gravitant, durable parfois polaire
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Formation danneaux 2- Dissipatifs
Rencontres de mouvements radiaux vers lextérieur
(anneaux collisionnels)et vers lintérieur
(retombée diffuse) dissipation gt anneau fixe,
self-gravitant, durable parfois polaire
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Formation danneaux 3- Résonants

• Plusieurs anneaux, à des rayons non quelconques
• Anneaux résonants
• Ce ne sont pas des collisions de galaxies
• - Les résonances varient trop vite dans les
  collisions
• - Variations tendent plutôt à détruire ces
  anneaux

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Formation danneaux 4- De marée

• Capture de queues de marée
• Collision avec ou sans fusion
• Anneaux de gaz et détoiles jeunes.

Objet de Hoag
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Conclusions
Collision gt fusion (pas systématique)
friction dynamique et chauffage relaxation
gt évolution vers les elliptiques (en une ou
plusieurs fusions) Marée et couples induits
Queues de marée Flambée de formation
stellaire Matière transférée / arrachée aux
galaxies Naines de marée, effets de splash,
anneaux. Question principale quel rôle dans la
formation stellaire?