Transcript 5. Dynamique des Galaxies

Dynamique des galaxies
Confrontation aux
Observations
Eric Emsellem
CRA Lyon
I – Observables
II – Quelques faits marquants
III – Techniques de modélisation
IV – Perspectives et conclusion
z
I- Observables

Spectre
I(l,x,y,z)
x
Projection

y
En un point du ciel
 I(l,x’,y’)
Convolution par la PSF

y
Seeing 
I(l,x’,y’)
x
y’
x’
z
Le problème inverse

Spectre
I(l,x,y,z)
x
Déprojection

y
En un point du ciel
 I(l,x’,y’)
Déconvolution par la PSF

y
Seeing 
I(l,x’,y’)
x
y’
x’
Les différents traceurs:
Le gaz

90% H, 10% He
H
He
Poussière

Formes neutre, moléculaire, ionisé
Masse
Orion
HI
1 – 5 109
Densité
100 - 1000
103 - 104
10 000
105 - 106
103 - 105
10
5 107
Msol
T
0.1 – 10 100 - 1000
5 109
HII
H2
Poussière
Nuage
40
Msol
cm-3
(K)
Le gaz HI

Raie de transition hyperfine à 21 cm
Pôles alignés
Pôles opposés
(+haute énergie) (+basse énergie)

Transition rare mais gaz abondant
Le gaz HI - Cartographie
Le gaz HI - Cartographie
Le gaz HI

Profils de vitesse
Sofue et al.
Le gaz HI

Diagramme Position - Vitesse
Le gaz HI - Cinématique

NGC 253 – Observations HI
Koribalski et al.
Le gaz ionisé: Ha

Spectre dans le visible
Le gaz ionisé: Ha

Comparaison HI / Ha
Le gaz ionisé: Ha

Champ de vitesse
Khoruzhii et al.
Les étoiles
galaxie

Raies en absorption
étoile
triplet du Calcium

l [ang]
Déconvolution:
G = S*  LOSVD  G = S*  LOSVD
LOSVD
LOSVD :
Line Of Sight
Velocity Distribution
V [km/s]
Les étoiles

Problèmes de populations
(template mismatching)
Populations différentes
=
Dynamique différente

Déconvolution:
S
G=S
G=
i
ai Si*  LOSVDi
i
ai Si*  LOSVDi
Spectroscopie d’ouverture
Vitesse,
Dispersion de vitesse …
Spectroscopie longue-fente
Profils cinématiques
Spectroscopie intégrale de champ
On obtient un
spectre à chaque
position
Spectroscopie intégrale de champ
Flux
Dispersion
Vitesse
II – Historique
Quelques Faits marquants
II- Historique
Quelques faits marquants

L’observation du HI – Tully Fisher
Fornax / Abel 1367
II- Historique
Quelques faits marquants

L’observation du HI – La matière noire
II- Historique
Quelques faits marquants

Les galaxies elliptiques
Bertola & Capaccioli 1975
II- Historique
Quelques faits marquants

Les masers H2O
NGC 4258
Miyoshi et al. 1995
II- Historique
Quelques faits marquants

Les masers H2O
Vitesses: ±1000 km/s
Trou noir: 4.1 107 Msol
NGC 4258
Miyoshi et al. 1995
II- Historique
Quelques faits marquants

Le centre galactique
II- Historique
Quelques faits marquants

Le centre galactique
Image Infra-rouge
II- Historique
Quelques faits marquants

Les mouvements propres
Eckart, Genzel et al.
II- Historique
Quelques faits marquants

Traceurs…
III – Techniques
de modélisation
III – Techniques de modélisation

Ondes de densité
Anneaux représentant un gauchissement
III – Techniques de modélisation

Ondes de densité: spirales
III – Techniques de modélisation

Ondes de densité: spirale
M 81 (Canzian 93,
données HI de Visser)
III – Techniques de modélisation

Ondes de densité: spirale
M 81 (Canzian 93,
données HI de Visser)
III – Techniques de modélisation

Vers la fonction de distribution f(X,V,t)
 Calculer les moments de la fonctions de
distribution
III – Techniques de modélisation

Modèles de Jeans – Cas sphérique
Correction de
l’aplatissement 
Masse du trou noir:
2.0 109 Msol
Kormendy et al. 1996
Modèles photométriques:
examples
NGC3379
NGC4473
NGC4621
III – Techniques de modélisation

Modèles de Jeans – Cas axisymétrique
NGC 3115 – S0
III – Techniques de modélisation

Cas axisymétrique: Hunter & Qian
III – Techniques de modélisation

Modèles HQ
NGC 3115 – S0
III – Techniques de modélisation

Modèles HQ – le trou noir central
Masse du trou noir: 6.5 108 Msol
NGC 3115 – S0
III – Techniques de modélisation

Modèle HQ – LOSVDs et couverture 2D
NGC 3115 – S0
III – Techniques de modélisation

Programmation quadratique – Le halo noir
NGC 3115 – S0
III – Techniques de modélisation

Méthode de Schwarzschild
Brillance de surface
Cinématique
Densité de surface
M/L
Densité spatiale
2 de l’ajustement
NNLS
Superposition optimale d’orbites
Matière
Noire
Potentiel
Librairie d’Orbites
Observables pour chaque orbite
Conditions initiales des orbites:
L’Energie
Théorème de Jeans
 
DF  DF (I ), I  (E0 , L0z , I30 )
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
Conditions initiales des orbites:
Le moment angulaire
• Moment angulaire Lz
Grille linéaire du minimum Lz
(=0, orbite radiale) au
maximum Lz (orbite circulaire)
à cette Energie
Conditions initiales des orbites:
la 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

x0  ( RZVC , 0 , z ZVC , 0 )
Conditions initiales: 
v0  0
Intégration de l’Orbite
Intégrer nE x nLz x nI3 orbites et enregistrer sur:
• Grille polaire intrinsèque:
Densité (r,) , moments de vitesse
• Grille polaire projetée:
Densité S(r’,’)
• Grille cartésienne projetée:
Densité S(x’,y’) , LOSVD VP(x’,y’,v’)
Enregistrer les contributions fractionnelles en
une …..
Observables et contraintes
 Matrice Orbitale
 O1,1 ... O1,nO 


 On ,1 ... On ,n 
C O 
 C
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 GaussHermite
Résoudre le problème matriciel
Problème type moindres-carrés:
• Trouver les poids orbitaux, vecteur j>0, qui donne
la superposition i j Oij la plus proche de Dj
• NNLS ou toute autre méthode de moindres carrés
• La qualité de l’ajustement est donnée par:
 D j    j Oij 


2
i
 ( M BH , M L , i )   

D j
j 



2
Constraindre MTR et le M/L
Calculer une librairie d’orbites pour des
valeurs différentes de MTR et du M/L

Résoudre le problème matriciel pour
chaque modèle (NNLS)

Tracer les contours de 2
3s
M/L

Mb
La galaxie compacte M32
(E3)
La galaxie compacte M32
(E3)
Petit compagnon – inactif – de la grande galaxie
d’Andromède (M31)
 Plusieurs travaux suggère la présence d’une
masse centrale noire
 Etude la plus poussée: Modèle de Schwarzschild
axisymétrique utilisant des données longue-fente
(sol) et la spectro d’ouverture HST/FOS (van der
Marel et al. 1997, 1998)
 Résultats:

– (M/L)V=2.0 ± 0.3
– MTR=(3.4 ± 0.7)x106 Mo
– 55o < i < 90o

Des données STIS/HST (longue-fente) viennent
d’être publiées par Joseph et al. (2001)
M32: Modélisation dynamique
avec les données SAURON
STIS
V
s
h3
V

s
h3
h4
Nouvelles données:
–
–
Cartes SAURON dans les 9”x11” centrales (de Zeeuw et
al. 2001)
Données STIS le long du grand axe (Joseph et al. 2001)
h4
M32: Paramètres du
meilleur ajustement

Contraintes fortes
sur M/L, MBH, i
 MBH en accord avec
van der Marel et al.
1998
Niveau 3s
(Verolme, Cappellari et al. 2002)
M32: Importance de la
spectro 2D
Niveau
3s
SAURON + STIS

4 fentes + STIS
Paramètres du modèle et
dynamique interne fortement
contraintes
RESIDUS
MODELE
DONNEES
NGC 821: Schwarzschild
- Le champ de vitesse
est bien reproduit par le
modèle
Mc Dermid et al. 2002
Vitesse (km/s) Dispersion (km/s)
Résultats pour NGC 821
 M / L très bien contraint
 La masse du trou noir non contrainte
Distribution dans l’espace des phases pour
NGC 821




Composante distincte autour
de R~10’’
Cohérent avec le disque vu
dans la photométrie
Comparaison de la
cinématique Ca / Hb implique
que l’age du disque est > 6
Gans
Rotation faible = fusion 1:3
sans dissipation?
Mc Dermid et al. 2002
III – Techniques de modélisation:
modèles N corps + SPH
Modèles non statiques
 Possibilité d’inclure du gaz de manière
autocohérente

Mais  Modèles génériques
 Possibilité d’un « ajustement » dans des
cas très spécifiques
 Difficulté de résoudre les échelles trop
différentes

Modèles N corps: Exemples

Interactions
Vollmer et al.
Modèles N corps: Exemples

Interactions
Hibbard & Barnes
Modèles N corps: Exemples

Interactions
Hibbard & Barnes
Modèles N corps: Exemples

Interactions
Hibbard & Barnes
Modèles N corps: Exemples

Fusions de deux galaxies elliptiques
Modèles N corps + SPH:
Exemple

Barres – La Voie Lactée
Simulations N corps + SPH de R. Fux
Modèles N corps + SPH:
Exemple

Barres – La Voie Lactée
Simulations N corps + SPH de R. Fux
Modèles N corps + SPH:
Exemple

Barres – La Voie Lactée
Simulations N corps + SPH de R. Fux
III – Techniques de modélisation:
modèles N corps + SPH

Double barres
NGC 5850
Wozniak et al. 95, A&AS 111, 115
Barres secondaires
Etoiles
Gaz
N corps + SPH (D. Friedli)
t
Cinématique 2D des barres
secondaires
Modèle N corps + SPH
OASIS/CFHT
Stars
Gas
NGC 2859
Modèles N corps + SPH

Ondes de densité
M 31
bande I
WFPC2 / HST
V
s
TIGER / CFHT
Les 10 pc centraux de M 31
arcsec
VSTIS / HST
Kin. axis
s
STIS
Kinematical axis
KB99
arcsec
FOC
STIS
OASIS + PUEO / CFHT
Bulge subtracted kinematics
Un mode m=1 képlerien?
Pattern speed
« observé »
Major-axis
Vue de face
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)
coupes
 Temps de vie:
> 3000 rotations
~ 4 108 ans
Zoomons sur M 31…
F814W
arcsec
Berman 01, A&A 371, 476
5 pc
arcsec
kpc
gas flow model
Modèle de l’absorption
kpc
HRCAM
IV – Perspectives
et Conclusions
Quelles problèmes à résoudre?
 Quels instruments?
 Quels outils de modélisation?

 Une illustration…
Galaxies 'Axisymétriques'
Cinématique alignée avec le grand axe
 Rotation ‘normale’

Galaxies 'Triaxiales'

Non alignement des axes
photométriques et cinématiques
Galaxies à dynamique complexe
La photométrie est-elle un
bon indicateur?
Coeurs cinématiquement
découplés
IV – Perspectives et Conclusions
La matière noire ?
 Morphologie / dynamique des galaxies à
z>0?
 Rôles des composantes (barres, trous
noirs, modes m=1, …)
 Couverture multi longueurs d’onde
 Couverture multi échelle
 Couverture 2D

Généraliser les modèles
 Lier Dynamique et Chimie!
