Chemodynamique des régions centrales des galaxies
Hervé Wozniak Observatoire astronomique de Strasbourg 19 mars 2010
Chemodynamique des régions centrales des galaxies I. II.
Quelques brefs rappels sur la chemodynamique Applications 1. 2. 3. 4.
III. IV. V.
Morphologie et évolution des galaxies barrées Cinématique des régions centrales Populations stellaires dans les barres Anneaux nucléaires et bulbes-boites
Simulations d’observations (MUSE) Simulations plus ‘complexes’ Conclusions
19 mars 2010
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Les collaborateurs (passés et présents)...
Daniel FRIEDLI Léo MICHEL-DANSAC Nicolas CHAMPAVERT Nicolas GAUDIN (thèse en cours)
Stagiaires M2
Emilien ETIENNE Hélène FELDNER Stéphane de BARROS Jacques ARHAN
19 mars 2010
Stéphane COURTEAU (corrélations) Isabel PEREZ (populations stellaires) Françoise COMBES, Eric EMSELLEM (σ-drops) Eva SCHINNERER, Torten BOKER (anneaux stellaires) ...
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Chemo/Chimico/Chimio-dynamique…
chemodynamique = étude écologique des galaxies intéractions entre toutes les phases de l’ISM, les populations stellaires, la dynamique gravitationnelle (hydro, matière sombre, etc.) évolution de l’équilibre dynamique (précaire?) entre les différentes formes de matière
Histoire à la fois ancienne et récente!
Evolution chimique (1980 Tinsley) Apparition du terme (1987 Burkert & Hensler, premier workshop dédié en 1992)
Applications de la chemodynamique
désenchevêtrer l’histoire de formation stellaire de l’histoire dynamique (évolution séculaire, fusions, infall, etc.) origine de la relation masse-métallicité, corrélations morphologie-abondances (et les gradients), concentration-vitesse de rotation-dispersion, Tully-Fisher etc. rôle des infalls/outflows dans la régulation des abondances des galaxies (et de l’IGM) formation des disques épais (eg MW) galaxies naines sous-abondantes, irrégulières, de marées, etc. …
Litterature abondante (galaxies de tous types, formation des galaxies, grandes strutures et cosmologie, ISM, etc.)
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Du coté ‘observationnel’: mesures des abondances, étude des populations stellaires, cinématique
raies d’émission R23 ≡ ([OII] λ3727 + [OIII] λλ4959, 5007)/Hβ) N2 = log ([NII] λ6583/Hα) O3N2 ≡ log[ ([OIII] λ5007/ Hβ) / ([NII] λ6584/Hα) ] ajustement aux modèles d’émission (Kewley& Dopita 2002)… utilisée jusqu’à z~1.4 (Maier et al. 2006)
raies d’absorption
multiplets ‘classiques’ Fe, Mg, Ca dans le visible
indices de Lick/IDS (Worthey 1994) [MgFe]=√ (Mgb x Fe5015) Hβ, HδA, D4000
modèles de synthèse de population / photoionisation inversion ‘simultanée’ age-metallicité-cinématique
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(simple) Chemodynamical simulations (Michel-Dansac & W 2004, 2006, adapted from Friedli & Benz 1995)
Stellar dynamical evolution = N-body = PM scheme ISM Hydrodynamics = SPH
star formation (instantaneous):
λ=1.4 (Kennicutt 1990)
SFE = 0.1 creation of new stellar particles (remnants)
feedback (instantaneous recycling):
SNII
Maeder’s yields (1992) → metallicities (Z and O) cooling with solar abundances (Bohringer & Hensler 1989)
New population: age, Z, position at birth
Mc Kee & Ostriker 77 19 mars 2010
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Vues de profil
Vues de face
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Barred galaxies Eskridge et al 2000 AJ 119, 536
Sheth et al. 2003 ApJ 592, L13
Jogee et al. 2004 ApJ 615, L105
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Why studying barred galaxies?
Bars are the main drivers of evolution of disc galaxies between major merger events A stellar bar is able to:
Bring gas from the disc to the central region Enhance star formation Reshape the stellar disc Homogenize the distribution of metals
Strong constraints on dark matter distribution
Slowdown rate of bar rotation is linked to halo concentration (dynamical friction angular momentum bar → halo exchanges) z=0 bars slow of fast rotators ?
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Applications
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Observation/simulation duality Observation of stellar bars N-body simulations
Relationship
Length
Corotation radius
Axis ratio (ellipticity)
Strength
1 RCR/Rbar1.7 (obs) or 2.6 (sim) ~ correlation (trend)
Luminosity
Mass
M/L
Line-of-sight kinematics
3D kinematics
Dark matter
…
…
…
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Comparing simulations with observations Athanassoula & Misiriotis 2002 MNRAS 330, 35 Bar lengths
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Mass distribution (N-body stars+DM)
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Simulations parameters & calibration Michel-Dansac & W 2004, 2006
5-6 105 stellar particles (initial pop.) → ~ 1.2 106 at the end 1-5 104 SPH particles Mg / M ~ 0.1 – 0.3 initial disc scale lengths : 3.5 to 5.5 kpc initial disc scale heights: 0.5 to 1 kpc Photometric calibration
SSP from Bruzual & Charlot (2000 release) Salpeter IMF 0.1 to 100 M Z of initial stellar pop = 0.004 initial age (4.4 to 10.4 Gyr) leads to z=0 at the end of the simulation Absorption: Av prop. to HI column density
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10 kpc
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16 kpc
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Measuring bar lengths… Ellipse-fitting methods: max: Wozniak & Pierce 1991, used by e.g. Jogee et al. 2004 ---- Mass plateau: Michel-Dansac & Wozniak 2006 ---- B drop: Wozniak et al. 1995 used by e.g. Sheth et al. 2003 ---- K
max
plateau
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Sheth et al. 2003 ApJ 592, L13
drop
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Fast or slow bars ? Aguerri et al. 2003 MNRAS 338, 465 Rautiainen et al. 2005 ApJ 631, L129 PA plateau
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ellipticity drop
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Rcr = 1.4 Rbar
Rcr = Rbar
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corotation ↔ ellipticity drop
Measuring bar lengths…
UHR ↔ PA plateau ILR max ellipticity
Ellipse-fitting methods: max: Wozniak & Pierce 1991, used by e.g. Jogee et al. 2004 ---- Mass plateau: Michel-Dansac & Wozniak 2006 ---- B drop: Wozniak et al. 1995 used by e.g. Sheth et al. 2003 ---- K
max
drop Radius (kpc)
plateau
Time (Gyr) 19 mars 2010
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Combes & Sanders 1981 :
Bar strength – ellipticity correlation Laurikainen et al. 2002 MNRAS 331, 880 2MASS galaxies
From MD&W 2006 1 simulation • Mass •B •K
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What should be a ‘normal’ stellar kinematics in the central regions? unexpected NGC 4143 (SAB)
NGC 6503
V
Bottema 1993 A&A 275, 16 Bottema & Gerritsen 1997 MNRAS 290, 585 Simien & Prugniel 2002 A&A 384, 371
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VLT/ISAAC CO 2.3µm absorption lines
IC 184
Emsellem et al. 2001 A&A 368, 52
NGC 2639
WHT/ISIS CaT 8300Å NGC 6814
NGC 6951
Marquez et al. 2003 A&A 409, 459
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An effect of star formation Wozniak et al. (2003 A&A 409, 469)
Polar PM + SPH + SF instability criterion (Q < 1.4)
Cartesian PM + sticky particles + SF Schmidt law
T= 0: 305 000 *, 76 000 gas
Two stellar populations:
T= 0: 500 000 *, 50 000 gas
‘initial’ population ‘new’ population born during the run
Many runs:
isothermal gas (various initial temperatures and σ) or cooling With/without rigid halo Various resolution and smoothing lengths
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-drop evolution
Depth of a –drop:
Wozniak & Champavert (2006 MNRAS)
R (r < 100 pc) = min R (r = 500 ± 50 pc) = ’max’ Δ = ’max’ - min
• 0 < T < 475 Myr: bar formation phase, gas accretion, growing local SFR •475 < T < 800: growing phase; new population more massive than initial one in central region
•T > 800: nearly stable phase but slow heating at the same rate in both regions reaches a plateau (→ 2.1 Gyr!)
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-drop evolution Wozniak & Champavert (2006 MNRAS)
___ = run with SF ___ = pure N-body run ___ = SF stopped at t=1000 Myr ___ = SF stopped at t= 800 Myr ___ = SF stopped at t= 400 Myr Strong gas accumulation in the central region
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Perez et al. 2007
Age distribution along a bar
Wozniak 2007 19 mars 2010
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An example of circumnuclear region: NGC 1097 K band image 28" 28"
H2 (1-0) S(1)
15 µm 45"45 "
Brγ
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Kotilainen et Wozniak al 1999 - Séminaire LERMA IRAS 100µm 33'33' H.
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Star formation in nuclear rings
20% in nearby galaxies (Knapen 2005) star formation
« popcorn » : local collapse (Elmegreen 1994) « pearl on a string » : (Böker et al. 2008, van de Ven & Chang 2009) blue : regions with ages between 2.5 and 3 Myr green : id. 9 to 11 Myr red: id. 20 to 30 Myr
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Sarzi et al. 2007 episodic SF over a long period
Maoz et al. 2001 : continuous SF
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isocontour: gas density in log scale spaced by 0.15 mag blue points: stellar particles with ages between 2.5 and 3 Myr green : id. 9 to 11 Myr red: id. 20 to 30 Myr
19 mars 2010
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isocontour: gas density in log scale spaced by 0.15 mag blue points: stellar particles with ages between 2.5 and 3 Myr green : id. 9 to 11 Myr red: id. 20 to 30 Myr
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isocontour: gas density in log scale spaced by 0.15 mag blue points: stellar particles with ages between 2.5 and 3 Myr green : id. 9 to 11 Myr red: id. 20 to 30 Myr
19 mars 2010
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isocontour: gas density in log scale spaced by 0.15 mag
Diffusion
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At T=632 Myr only : blue points: stellar particles with ages between 2.5 and 3 Myr green : id. 9 to 11 Myr red: id. 20 to 30 Myr
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Boxy bulge : small scale (10 kpc), pure N-body
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Boxy bulge : small scale (10 kpc), N-body+SPH+SF
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Inner Lindblad Resonances
vILR (no SF) hILR (SF) hILR (no SF) vILR (SF)
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SF
no SF
2:3:1 Heller & Shlosmann 1996 connected to the nuclear ring 19 mars 2010
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19 mars 2010
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Observable or not ?
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Simulation d’observations MUSE
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Integral Field Spectrograph Number of modules 24 Detectors 40962 pixels of 15 µm Data cube size 1570 MB
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Wide Field Mode Nominal Wavelength Range Extended Wavelength Range Excluded wavelength in AO Resolving Power
Field of view Spatial sampling Spatial resolution without AO in median seeing
Spatial resolution with AO in median seeing
Instrument throughput AO condition of operation Sky coverage with AO AO Tip/tilt guide star location AO Tip/tilt gide star magnitude Limiting AB magnitude in 80 h & AO (unresolved source)
Limiting Flux in 80 h & AO (10-19 erg.s-1.cm-2, unresolved source) 19 mars 2010
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480-930 nm 465-930 nm 584-594 nm 1770 @ 480 nm 2850 @ 750 nm 3590 @ 930 nm 59.9x60.0 arcsec2 0.20x0.21 arcsec2 0.75 arcsec @ 480 nm 0.63 arcsec @ 750 nm 0.59 arcsec @ 930 nm 0.61 arcsec @ 480 nm 0.45 arcsec @ 750 nm 0.41 arcsec @ 930 nm 14.8% @ 480 nm 46.7% @ 750 nm 14.9% @ 930 nm 70%-ile 70% @ galactic pole 99% @ galactic equator 4 arcmin diameter 17.5 (V band) 24.4 @ 480 nm 24.9 @ 750 nm 24.0 @ 930 nm 18.4 @ 480 nm 4.2 @ 750 nm 6.8 @ 930 nm
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Narrow Field Mode Wavelength Range Excluded wavelength Resolving Power
Field of view Spatial sampling Spatial resolution in good seeing
Strehl ratio in good seeing
Instrument throughput
AO Tip/tilt guide star location AO Tip/tilt gide star magnitude Limiting AB magnitude in 1 h (extended/unresolved)
Limiting Flux in 1 h (10-19 erg.s-1.cm-2, extended/unresolved)
19 mars 2010
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480-930 nm 584-594 nm 1750 @ 480 nm 2775 @ 750 nm 3450 @ 930 nm 7.42x7.43 arcsec2 0.025x0.026 arcsec2 0.064 arcsec @ 480 nm 0.054 arcsec @ 750 nm 0.052 arcsec @ 930 nm 4.5% @ 480 nm 23% @ 750 nm 37% @ 930 nm 13.5% @ 480 nm 43.7% @ 750 nm 13.8% @ 930 nm 5 arcsec diameter 17.5 (J band) 16.2/21.2 @ 480 nm 17.1/23.2 @ 750 nm 15.6/22.0 @ 930 nm 27758/328 @ 480 nm 4323/18 @ 750 nm 11414/39 @ 930 nm
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NGC 1097 (WF 0.75”/px @ 480nm without AO): ~70pc/arcsec → 50pc/pxl (FOV ~ 60arcsec2) stellar Z/Z
gaseous Z/Z
21.75"
19 mars 2010
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NGC 1097 (NF 0.064”/px @ 480nm with AO): ~70pc/arcsec → 4.5pc/pxl (FOV ~ 7.42 arcsec2) stellar Z/Z
gaseous Z/Z
500 pc
7.42"
19 mars 2010
Ultra Compact Nuclear Ring (UCNR) Comeron et al. 2008 H. Wozniak - Séminaire LERMA
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Conclusions
needs chemodynamical simulations (even with simple recipes) for studying:
observational ‘chemodynamics’
morpho-dynamical relationships impact of SF on structures impact of SF/stellar populations on kinematics diffusion and stellar populations (age/mettalicity) distribution etc.
in perspective of MUSE, Gaia, etc. better spatial (and temporal) resolution implies better ‘recipes’ and/or includes more ‘physics’
Milky-way and the local group: targets of ‘excellence’
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Futures directions en simulations chemodynamiques
Structure multi-phasique de l’ISM (à la McKee & Ostriker 77) Recettes ‘physiques’ de la formation stellaire (effondrement, Jeans?) Augmentation de la résolution spatiale (et donc temporelle)
Physique nouvelle à implémenter:
Prise en compte de la composante poussière
Environnement cosmologique
@ 1 pc: MHD, turbulence, effondrement des nuages de gaz etc. influence AGNs sur leur environnement (jets…)
partiellement pris en compte à l’aide de recettes statistiques
Simulations ‘Challenge’
Temps de calcul prohibitifs (malgré accroissement anticipé des puissances)
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Warm/Hot phase (WHP) = WNM/WIM if TWHP ≤ 104 K or HIM if TWHP > 104 K Variable volume filling factor = 1 – fCNM Variable cloud radius = hSPH Variable mass = mSPH * (1-XCNM) Variable μ (Z,T)
Mappings III
Photoelectric heating
Wolfire et al. 95
HOT PHASE
Winds, SNe energy release Starburst 99 last release Kobayashi et al. 00 (SNIa)
Winds, SNe mass release
Dust energy release (friction)
Cowie et al. 81
COLD PHASE
Epstein 24
Morgan & Edmunds 03 Zhukovska et al. 07 Ferrarotti & Gail 06 Jones 04
Stars
AGB, SNe dust release
Star formation
Cold phase (CP) = CNM Fixed temperature = 100 K Variable volume filling factor fCNM Variable cloud radius = hSPH * fCNM⅓ Variable mass = mSPH * XCNM Variable μ (Z,T) 19 mars 2010
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Average phase conditions:
Stellar cluster formation HOT PHASE
‹TK› ≤ 104 K tff ≤ tff (GMC) mSPH > mjeans
Eligibility: t=t0 Tdelay = tff * Nff_cluster (Elmegreen 2000) COLD PHASE
Cold phase (CP) = CNM XCNM > 1
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Formation @ t=t0+tff * Nff_cluster
Stellar cluster formation HOT PHASE
Stars Ncluster = Msph / Mjeans m☼=SFRcluster * tff * Nff_cluster * Ncluster SFRcluster = 10-3 M yr-1 (Elmegreen & Efremov 97) COLD PHASE
Cold phase (CP) = CNM mSPH = mSPH - m☼ XCNM ↓
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Multi-elements cooling
Champavert 07 (PhD) 19 mars 2010
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Multi-elements cooling
Champavert & Wozniak 2007 CRALConf I, EDP Sciences
model A: cooling(Z/Z) model B: cooling(H,He,C,N,O,etc.)
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Stellar cluster IMF
19 mars 2010
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Champavert, thèse 2007
Masse 1 Gyr
Temperature 3 Gyr
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Champavert, thèse 2007
1 Gyr
4 Gyr
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40 kpc scale new-chemodynamical simulations
19 mars 2010
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Champavert, thèse 2007
O/Fe
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10 kpc scale new-chemodynamical simulations
19 mars 2010
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