Depuis quelques années, l'importance de la barre dans l'évolution des galaxies spirales n'est plus remise en cause. Cette importance apparaît à la fois dans les observations et dans les simulations. Cette thèse est une contribution à l'étude de l'influence de la barre sur l'évolution des galaxies spirales.

1. Le rôle de la barre dans
l’évolution des galaxies spirales
Grégory Maubon
11 décembre 2001

2. 2
Directeurs de thèse
Philippe Prugniel – Observatoire de Lyon
Emmanuel Davoust - Observatoire Midi Pyrénées
Déroulement
Octobre 1998 – Octobre 2001
Population stellaire des bulbes = 1 an
Taille des disques de spirales = 6 mois
Cinématique dans les galaxies barrées = 1 an et 6 mois

3. 3
Plan de l’exposé
1. Rôle dynamique de la barre
Introduction
2. Taille des disques
de spirales
3. Population stellaire
des bulbes

4. 4
Introduction

5. 5
Un exemple de barre

6. 6
Comprendre les barres
Observations
Modèles
Naissance
Evolution Dissolution
Cycle de vie d’une barre
?

7. 7
Naissance de la barre
Une instabilité
• Spontanée dans un disque de matière
• Due à une interaction avec de la matière extérieure
Travaux de Nogushi (1996) et Miwa et Nogushi (1998) :
• simulations des deux types de création
• propriétés différentes
• liens avec les observations
 instabilité => galaxies tardives
 interaction => galaxies précoces

8. 8
Evolution
de la barre, de la galaxie due à la barre
La barre n’est pas un élément isolé
• Relation taille barre / taille disque (Duval et Monet 1985)
• Relation taille barre / taille bulbe (Athanassoula et Martinet
1980)
Effet mécanique de la barre sur le gaz
⇒ mouvement net vers le centre
• Simulations de Friedli et Benz (1993) : de 0,2 à 7 M / ans
• Observations, dont Regan et al. (1997) pour NGC 1365 :  1 M / ans
• Actualité : que devient ce gaz?

9. 9
Evolution (2)
La rotation de la barre
• La barre est en rotation rigide
• La vitesse angulaire n’est pas constante
Simulations numériques de Friedli et Benz (1993) montrent
que cette vitesse diminue au cours du temps
⇒ Possibilité de déterminer un âge de la barre

10. 10
Dissolution de la barre
L’augmentation de la masse au centre engendre une
fragilisation puis une dissolution de la barre.
Hasan et Norman (1990) et Norman (1996)
• Trou noir de 1% à 2% de la masse galactique totale
• Masse centrale de 1% à 10% de la masse totale
• Durée dépend de la vitesse d’accrétion (0,2 à 20 Ga)
• Autres sources possibles : interaction, absorption de galaxies satellites

11. 11
Un cycle?
Une nouvelle barre peut-elle se former après la dissolution
de l’ancienne?
⇒ Alimentation en gaz du disque
⇒ Interaction
Evolution de la galaxie

12. Cinématique des galaxies barrées
à anneau circumnucléaire

13. 13
Objectifs
Base de données de modèles de galaxies barrées réelles :
• Positions des résonances
• Vitesse de rotation de la barre (âge)
• Quantifier le flux de gaz vers le centre
• Etudier les lieux de formation d’étoiles
• etc.
⇒ Champs de vitesse gaz et étoiles
⇒ Potentiel gravitationnel

14. 14
Le choix de l’échantillon
Etude de l’orbite d’une étoile dans un potentiel barré :
Certains rayons sont particuliers
gaz se concentre sur l’ILR
=> étude de galaxies à anneau circumnucléaire
Centre ILR CO OLR
Rayon
Corotation (CO) : étoiles tournent à la même vitesse que la barre
Résonances de Lindblad (ILR, OLR): vitesses angulaires de la
barre et des étoiles sont liées.

15. 15
Echantillon et résultats
Nom Type
33Å.mm-1
Hα, gaz
66Å.mm-1
Hβ, étoiles
CaT
(étoiles jeunes)
T-W
NGC 1343 SBb X X
NGC 1819 SB0 X
NGC 2903 SBbc X
NGC 3351 SBb X
NGC 4314 SBa X X X
NGC 5430 SBb X X X
NGC 5850 SBb X
NGC 6654 SB0-a X
NGC 7217 Sb X X
NGC 7469 SBa X
NGC 7570 SBb X X

16. 16
Exemple : NGC 5430
V

17. 17
Champ de vitesse
du gaz
Profils suivant le grand
axe de la barre

18. 18
Autres résultats NGC 5430
• Vitesse de rotation de la barre par la méthode de Tremaine
et Weinberg (1984) :
Ωb = 23 km.s-1
.kpc-1
• « 3ème
bras » perturbe le champ de vitesse nord
• Noyau double ? (Considère, non publié)
• Courbe de rotation CO : accord avec Hα

19. 19
Perspectives
Nom Type
33Å.mm-1
Hα, gaz
66Å.mm-1
Hβ, étoiles
CaT
(étoiles jeunes)
T-W
NGC 1343 SBb X X
NGC 1819 SB0 X
NGC 2903 SBbc X
NGC 3351 SBb X
NGC 4314 SBa X X X
NGC 5430 SBb X X X
NGC 5850 SBb X
NGC 6654 SB0-a X
NGC 7217 Sb X X
NGC 7469 SBa X
NGC 7570 SBb X X
Travail en cours : Compléter la base de données

20. 20
La taille des disques de galaxies
barrées et non barrées

21. 21
Objectifs
Présence d’une barre
⇒ modifie la morphologie
⇒ évolution
Etudier l’influence de la barre sur le
diamètre des galaxies

22. 22
Echantillon principal
Source : LEDA (Paturel et al. 1997)
Critères de sélection :
• - 3,5 < t < 8,5 => E/SO à Sd
• st < 4
• inclinaison < 85°
• MB< -19
• 1000 km.s-1
< V < 10000 km.s-1
15693 objets dont 4528 (29%) sont catalogués barrés

23. 23
Echantillons secondaires
1. Sous échantillons tirés de l’échantillon principal avec
différentes coupures :
• Incl < 60°
• st < 1
• slogd25 < 0,1
• D < 70 Mpc
2. Galaxies de UGC pour avoir une classification SA / SB
et un diamètre plus homogènes : 6906 objets dont 1731
(25%) sont barrés

24. 24
Le paramètre de taille
logdc : logarithme du diamètre à l’isophote de 25ème
magnitude
en B corrigé de l’inclinaison et de l’absorption interne.
Lien avec le rayon de
« Cut off » observé par
Pohlen et al. (2000) sur un
ensemble de 31 galaxies.

25. 25
Effets sur les diamètres
1. Effet de morphologie
• Taille des disques (Roberts et Haynes 1984)
• Propriétés des barres
2. Effet de distance
• Biais de Malmquist

26. 26
Correction de l’effet de distance
Correction linéaire avec la
distance :
logdcc = logdc-0,001839*logdc

27. 27
Résultats (1)
Echantillon principal Sous échantillons
SB = 3951
SA = 9402
SB = 3392
SA = 4229
SB = 2234
SA = 3180
SB = 2988
SA = 6102
SB = 4528
SA = 11165

28. 28
Résultats (2)
Couleur différence SB – SA
Filtre bleu 0,016  0,004
Filtre rouge 0,011  0,004
Toutes les contraintes
Résultats UGC
SB = 1027
SA = 777

29. 29
En résumé …
Différence « toutes contraintes comprises » trouvée de
l’ordre de 0,02 :
les SB ont un diamètre 5% plus grand que les SA
Explications :
1. Répartition de la luminosité différente?
2. Quantité de matière lumineuse différente?

30. 30
D’autres indicateurs
• Magnitude absolue en B
• Magnitude absolue en I
• Dispersion de vitesse au centre
• Vitesse maximale de rotation du disque
• Masse de HI
• Luminosité dans l’infrarouge lointain
Utilisation de paramètres disponibles dans LEDA

31. 31
Liens avec la formation stellaire
Hypothèse : écart de taille = écart de luminosité dû à un
excès de formation stellaire
Utilisation du code PEGASE :
Sur une population vieille de 15 Ga, on ajoute une formation
d’étoiles constante sur 100 Ma
Pour correspondre à l’écart en luminosité, la population
jeune correspond à 1/2000ème
de la masse totale.
Galaxie de 1011
M => 0,5 M / an

32. 32
Conclusions
• SB sont plus grandes que les SA
• Pas de rapports nets avec la « masse »
• Excès de formation stellaire induit par la barre
Causalité?
1. La barre fait « grandir » le disque
2. Un grand disque favorise l ’apparition de la barre
Après traitement des biais, les résultats se
maintiennent pour les types Sa à Sc

33. 33
La population stellaire des bulbes

34. 34
Présentation
• Caractériser plusieurs populations stellaires dans les bulbes
• Origine et évolution des bulbes
• Relation avec la présence d’une barre

35. 35
L’échantillon
88 galaxies spirales sélectionnées à l’origine pour une étude
cinématique et morphologique (Héraudeau et al. 1998, 1999)
• MB entre –23 et –18
• V < à 4000 km.s-1
(galaxies proches)
• Dispersion de vitesse centrale entre 50km.s-1
et 220km.s-1
• 36 SB sur les 88 objets (40%)
Archivage des données dans
HFA et traitements par des
procédures d’Hypercat

36. 36
Indices
utilisés
Mg2
Fe5270
Fe5335

37. 37
Schéma d’extraction
• indices bruts sur chaque spectre
• combinaison des indices pour chaque objet
• correction de dispersion de vitesse
• correction d’ouverture
• évaluation de la contamination par la lumière du disque
• évaluation de la contamination par l’émission du gaz

38. 38
Relations
entre
Indices et
Vitesses
Confirme Mg2 / σ0
Montre Mg2 / Vm
Indique <Fe> / σ0 / Vm
Prugniel et al. (2001)

39. 39
Le plan Mg2 / <Fe>
Modèles de Borges et al. (1996) :
Liens en Mg2 et <Fe> pour une
population d’étoiles de 12 Ga avec
différents [Mg/Fe]
[Mg/Fe] = 0 pour une
création d’étoiles continue
[Mg/Fe] > 0,4 pour une
création rapide (collapse)

40. 40
Modèle de bulbes
Population P1 P2
[Fe/H] 0 à -1
égale à celui de la
population primaire
Age (en Ga) 16 entre 1 et 16
[Mg/Fe] 0,6 0 (solaire)

41. 41
Modèle
et
données
Combinaison de
P1 et P2 encadre
nos données

42. 42
Les trois
zones
= Zone A =
Plutôt P2
Métallicité faible
Petits bulbes
= Zone B =
Plutôt P1
[Mg/Fe] élevé
Gros bulbes
= Zone C =
combinaison

43. 43
Positions
des galaxies
barrées
A = 57% de SB
B = 24% de SB

44. 44
Conclusions
• Relations entre les indices et la masse pour les
bulbes
• Bulbes de spirales composées de 2 types de
populations stellaires
• Mécanisme de création de P2 : la barre?
• Les galaxies de B’ n’ont jamais été barrées?

45. 45
Conclusions générales

46. 46
1. Base de données cinématiques (galaxies à anneau)
2. Lien entre la taille du disque et la présence d’une barre
3. Lien entre la population stellaire du bulbe
et la présence d’une barre
La barre est un mécanisme
d’évolution séculaire des galaxies