Dynamique des galaxies Confrontation aux Observations

1. Dynamique des galaxiesConfrontation aux Observations Eric Emsellem CRA Lyon

2. I – ObservablesII – Quelques faits marquantsIII – Techniques de modélisationIV – Perspectives et conclusion

3. I- Observables z y x y x y’ x’ • SpectreI(l,x,y,z) Projection • En un point du ciel •  I(l,x’,y’) Convolution par la PSF • SeeingI(l,x’,y’)

4. Le problème inverse z y x y x y’ x’ • SpectreI(l,x,y,z) Déprojection • En un point du ciel •  I(l,x’,y’) Déconvolution par la PSF • SeeingI(l,x’,y’)

5. Les différents traceurs:Le gaz • 90% H, 10% He • Formes neutre, moléculaire, ionisé Masse Nuage T Densité HI Orion HII H2 Poussière Msol Msol (K) cm-3

6. Le gaz HI • Raie de transition hyperfine à 21 cm Pôles alignés (+haute énergie) Pôles opposés (+basse énergie) • Transition rare mais gaz abondant

7. Le gaz HI - Cartographie

8. Le gaz HI - Cartographie

9. Le gaz HI • Profils de vitesse Sofue et al.

10. Le gaz HI • Diagramme Position - Vitesse

11. Le gaz HI - Cinématique • NGC 253 – Observations HI Koribalski et al.

12. Le gaz ionisé: Ha • Spectre dans le visible

13. Le gaz ionisé: Ha • Comparaison HI / Ha

14. Le gaz ionisé: Ha • Champ de vitesse Khoruzhii et al.

15. Les étoiles galaxie • Raies en absorption étoile triplet du Calcium • Déconvolution: G = S*  LOSVD  G = S*LOSVD LOSVD : Line Of Sight Velocity Distribution l [ang] LOSVD V [km/s]

16. Les étoiles • Problèmes de populations (template mismatching) Populations différentes = Dynamique différente • Déconvolution: G = Siai Si*  LOSVDi  G = Siai Si* LOSVDi

17. Spectroscopie d’ouverture Vitesse, Dispersion de vitesse …

18. Spectroscopie longue-fente Profils cinématiques

19. Spectroscopie intégrale de champ On obtient un spectre à chaque position

20. Spectroscopie intégrale de champ Flux Dispersion Vitesse

21. II – HistoriqueQuelques Faits marquants

22. II- Historique Quelques faits marquants • L’observation du HI – Tully Fisher Fornax / Abel 1367

23. II- Historique Quelques faits marquants • L’observation du HI – La matière noire

24. II- Historique Quelques faits marquants • Les galaxies elliptiques Bertola & Capaccioli 1975

25. II- Historique Quelques faits marquants • Les masers H2O NGC 4258 Miyoshi et al. 1995

26. II- Historique Quelques faits marquants • Les masers H2O Vitesses:±1000 km/s Trou noir: 4.1 107 Msol NGC 4258 Miyoshi et al. 1995

27. II- Historique Quelques faits marquants • Le centre galactique

28. II- Historique Quelques faits marquants • Le centre galactique Image Infra-rouge

29. II- Historique Quelques faits marquants • Les mouvements propres Eckart, Genzel et al.

30. II- Historique Quelques faits marquants • Traceurs…

31. III – Techniques de modélisation

32. III – Techniques de modélisation • Ondes de densité Anneaux représentant un gauchissement

33. III – Techniques de modélisation • Ondes de densité: spirales

34. III – Techniques de modélisation • Ondes de densité: spirale M 81 (Canzian 93, données HI de Visser)

35. III – Techniques de modélisation • Ondes de densité: spirale M 81 (Canzian 93, données HI de Visser)

36. III – Techniques de modélisation • Vers la fonction de distribution f(X,V,t)  Calculer les moments de la fonctions de distribution

37. 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

38. Modèles photométriques: examples NGC4621 NGC3379 NGC4473

39. III – Techniques de modélisation • Modèles de Jeans – Cas axisymétrique NGC 3115 – S0

40. III – Techniques de modélisation • Cas axisymétrique: Hunter & Qian

41. III – Techniques de modélisation • Modèles HQ NGC 3115 – S0

42. III – Techniques de modélisation • Modèles HQ – le trou noir central Masse du trou noir: 6.5 108 Msol NGC 3115 – S0

43. III – Techniques de modélisation • Modèle HQ – LOSVDs et couverture 2D NGC 3115 – S0

44. III – Techniques de modélisation • Programmation quadratique – Le halo noir NGC 3115 – S0

45. III – Techniques de modélisation Densité de surface M/L Densité spatiale 2de l’ajustement Matière Noire Potentiel NNLS Superposition optimale d’orbites Librairie d’Orbites • Méthode de Schwarzschild Brillance de surface Cinématique Observables pour chaque orbite

46. Conditions initiales des orbites:L’Energie Théorème de Jeans 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

47. Conditions initiales des orbites:Le moment angulaire • Moment angulaire Lz • Grille linéaire du minimum Lz (=0, orbite radiale) au maximumLz (orbite circulaire) à cette Energie

48. Conditions initiales des orbites:la troisième intégrale Conditions initiales: 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

49. 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 (r’,’) • Grille cartésienne projetée: Densité (x’,y’) , LOSVD VP(x’,y’,v’) Enregistrer les contributions fractionnelles en une …..

50. Observables et contraintes Matrice Orbitale 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 Gauss-Hermite