Rôle de la barre dans l'évolution des galaxies spirales

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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.

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Rôle de la barre dans l'évolution des galaxies spirales

  1. 1. Le rôle de la barre dans l’évolution des galaxies spirales Grégory Maubon 11 décembre 2001
  2. 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. 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. 4 Introduction
  5. 5. 5 Un exemple de barre
  6. 6. 6 Comprendre les barres Observations Modèles Naissance Evolution Dissolution Cycle de vie d’une barre ?
  7. 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. 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. 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. 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. 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. 12. Cinématique des galaxies barrées à anneau circumnucléaire
  13. 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. 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. 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. 16 Exemple : NGC 5430 V
  17. 17. 17 Champ de vitesse du gaz Profils suivant le grand axe de la barre
  18. 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. 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. 20 La taille des disques de galaxies barrées et non barrées
  21. 21. 21 Objectifs Présence d’une barre ⇒ modifie la morphologie ⇒ évolution Etudier l’influence de la barre sur le diamètre des galaxies
  22. 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. 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. 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. 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. 26 Correction de l’effet de distance Correction linéaire avec la distance : logdcc = logdc-0,001839*logdc
  27. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 33 La population stellaire des bulbes
  34. 34. 34 Présentation • Caractériser plusieurs populations stellaires dans les bulbes • Origine et évolution des bulbes • Relation avec la présence d’une barre
  35. 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. 36 Indices utilisés Mg2 Fe5270 Fe5335
  37. 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. 38 Relations entre Indices et Vitesses Confirme Mg2 / σ0 Montre Mg2 / Vm Indique <Fe> / σ0 / Vm Prugniel et al. (2001)
  39. 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. 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. 41 Modèle et données Combinaison de P1 et P2 encadre nos données
  42. 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. 43 Positions des galaxies barrées A = 57% de SB B = 24% de SB
  44. 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. 45 Conclusions générales
  46. 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

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