Le rôle de la barre dans l’évolution des galaxies spirales

Grégory Maubon

11 décembre 2001

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Directeurs de thèsePhilippe Prugniel – Observatoire de Lyon

Emmanuel Davoust - Observatoire Midi Pyrénées

DéroulementOctobre 1998 – Octobre 2001

Population stellaire des bulbes = 1 anTaille des disques de spirales = 6 mois

Cinématique dans les galaxies barrées = 1 an et 6 mois

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Plan de l’exposé

1. Rôle dynamique de la barre

Introduction

2. Taille des disques de spirales

3. Population stellaire des bulbes

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Introduction

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Un exemple de barre

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Comprendre les barres

Observations

Modèles

Naissance

Evolution Dissolution

Cycle de vie d’une barre

?

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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

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Evolutionde 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?

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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

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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

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Un cycle?

Une nouvelle barre peut-elle se former après la dissolutionde l’ancienne?

Alimentation en gaz du disque Interaction

Evolution de la galaxie

Cinématique des galaxies barrées à anneau circumnucléaire

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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

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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 OLRRayon

Corotation (CO) : étoiles tournent à la même vitesse que la barreRésonances de Lindblad (ILR, OLR): vitesses angulaires de la barre et des étoiles sont liées.

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Echantillon et résultatsNom Type

33Å.mm-1

H, gaz

66Å.mm-1

H, étoilesCaT

(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

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Exemple : NGC 5430

V

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Champ de vitesse du gaz

Profils suivant le grand axe de la barre

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Autres résultats NGC 5430

• Vitesse de rotation de la barre par la méthode de Tremaine

et Weinberg (1984) :

b = 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 H

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Perspectives

Nom Type33Å.mm-1

H, gaz

66Å.mm-1

H, étoilesCaT

(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

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La taille des disques de galaxies barrées et non barrées

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Objectifs

Présence d’une barre modifie la morphologie

évolution

Etudier l’influence de la barre sur le diamètre des galaxies

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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

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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

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Le paramètre de taillelogdc : 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.

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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

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Correction de l’effet de distance

Correction linéaire avec la distance :

logdcc = logdc-0,001839*logdc

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Résultats (1)

Echantillon principal Sous échantillons

SB = 3951SA = 9402

SB = 3392SA = 4229

SB = 2234SA = 3180

SB = 2988SA = 6102

SB = 4528SA = 11165

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Résultats (2)

Couleur différence SB – SA

Filtre bleu 0,016 0,004

Filtre rouge 0,011 0,004

Toutes les contraintes

Résultats UGC

SB = 1027SA = 777

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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?

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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

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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 MaPour 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

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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 disque2. Un grand disque favorise l ’apparition de la barre

Après traitement des biais, les résultats semaintiennent pour les types Sa à Sc

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La population stellaire des bulbes

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Présentation

• Caractériser plusieurs populations stellaires dans les bulbes

• Origine et évolution des bulbes

• Relation avec la présence d’une barre

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L’échantillon88 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

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Indices utilisés

Mg2Fe5270Fe5335

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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

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Relations entre

Indices et VitessesConfirme Mg2 / 0Montre Mg2 / Vm

Indique <Fe> / 0 / Vm

Prugniel et al. (2001)

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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)

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Modèle de bulbes

Population P1 P2

[Fe/H] 0 à -1égale à celui de la population primaire

Age (en Ga) 16 entre 1 et 16

[Mg/Fe] 0,6 0 (solaire)

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Modèle et

données

Combinaison de P1 et P2 encadre

nos données

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Les trois zones= Zone A =Plutôt P2

Métallicité faiblePetits bulbes

= Zone B = Plutôt P1

[Mg/Fe] élevéGros bulbes

= Zone C = combinaison

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Positions des galaxies

barrées

A = 57% de SBB = 24% de SB

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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?

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Conclusions générales

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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