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Polar ring galaxies and dark matter

1er avril 2003

Polar ring galaxies are rare and peculiar objects. It is necessary to understand their formation mechanisms, to grasp more insight in galaxy evolution. A team of Paris Observatory has studied the formation of polar rings during galaxy collisions and interactions. The kinematics of polar rings also gives informations on the shape of dark matter halos around galaxies.

Polar ring galaxies

Figure 1 - Polar ring galaxy NGC4650A (photo VLT/ESO). The polar ring is the large structure, the small one is the host galaxy. In this case, the ring is larger than the host galaxy, but in some other cases the ring is small and thin. Polar ring galaxies are made-up of two distinct systems : the host galaxy and the polar ring. The host galaxy is a normal galaxy that gathers stars in a rotating disk. It is surrounded by a rotating ring, that contains stars and interstellar gas clouds. This ring is perpendicular to the plane of the host galaxy disk, thus is a polar ring. As the ring contains more interstellar gas than the host galaxy, we know that the ring has formed after the host galaxy, at not at the same time.

Figure 2 - Four polar ring galaxies (from Whitmore et al. 1990). Notice how the radius and thickness of rings vary. NGC4650A (Figure 1) is shown top left. Rotational velocities observed in galactic disks are too large to be accounted for by the visible mass only : this means that galaxies contain a large amount of invisible matter. Galaxies are said to be surrounded by a dark matter halo, but the shape of this halo remains unknown. Knowing whether halos are spherical or flattened is crucial to understand the nature of dark matter. In polar ring galaxies, the presence of two systems, rotating in two perpendicular planes, the host galaxy and the polar ring, enables the shape of the dark halo to be studied.

Formation of polar rings

The formation of polar rings around pre-existing host galaxies has first been studied. Two scenarios are possible for this formation : either the polar ring is formed during a head-on galaxy collision, or it is the result of the interaction of two galaxies at small distance but without collision, leading to gas exchange between the two galaxies. Numerical simulations, including the dynamics of stars and interstellar gas, as well as star formation, have been used to study both scenarios. The results of numerical models have been compared to observations of several polar rings, and this has shown that most polar rings, and maybe all of them, are formed during the interaction of two galaxies without collision. Tidal effects that occur during such an interaction strongly disturb one of the two galaxies, and drags its gas out until a tidal bridge appears between the two galaxies, which finally winds up into a polar ring around the other galaxy. A polar ring galaxy, similar to those observed, finally remains (see Figure 3).

Figure 3 - Numerical simulation of the formation of a polar ring during the interaction of two galaxies. At the beginning, the future host galaxy (at the center) is a normal spiral galaxy. Another galaxy interacts with it, even if no merger occurs. Tidal forces are so strong that a part of the second galaxy is captured by the host galaxy and winds up around the host disk, to form the polar ring. The companion galaxy, after having lost most of its gas, escapes and runs away from the host.

Polar rings and dark matter

In polar ring galaxies, the presence of two different systems allows the spatial distribution of dark matter to be studied. The more a system contains dark matter, the faster it rotates. By comparing the rotation velocity of the ring with that of the host galaxy disk, one can know whether the dark matter halo is spherical (both velocities should then be equal), flattened along the host galaxy (the host disk rotates faster than the ring), or flattened along the polar ring (the ring rotates faster than the host disk). Figure 4 shows this comparison : the relation between luminosity and rotational velocity is tested for polar rings. In general all disk galaxies obey the Tully-Fisher relation between their luminosity L and their rotational velocity V : L = k V4. The green line represents this relation on Figure 4 (each green point represents a normal galaxy). In contrast, polar rings do not obey this relation (see blue symbols on Figure 4). For a given luminosity, polar rings rotate faster than host galaxies. The rotational velocity is larger in the polar ring plane than in the equatorial host disk. This indicates that more mass is present in or along polar rings than in host galaxies, while the visible mass in polar rings is smaller than in host galaxies. The comparison of these data with numerical models shows that the only explanation is that the dark matter halo is flattened towards the polar ring.

Figure 4 - Relation between luminosity and rotational velocity for polar ring galaxies (blue symbols). Horizontaly, the velocity of the ring is shown (log of velocity), and Vertically the magnitude (2.5 x log of luminosity). The so-called Tully-Fisher relation for normal galaxies is shown by the green line ; each green point is a normal galaxy. Host galaxies do verify this relation ; polar rings do not and have larger rotational velocities than host galaxies, for a given luminosity. The flattening of dark halos along polar rings can be confronted with the formation mechanism of polar rings. It has been shown above that polar rings are formed during the tidal interaction of two galaxies, and the subsequent mass exchange between the two galaxies. The only solution to form a dark matter halo flattened along the polar ring, is that a large part of the dark matter is cold gas. This gas would be transfered from a galaxy to the polar ring, as is the case for the visible interstellar gas that is observed in polar rings. The dark halo would then be flattened along the plane of the polar ring. Around normal spiral galaxies, as our own, large quantities of cold gas would then be present, even if not observed, and would represent part of the dark matter of the Universe.

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Référence : F. Bournaud and F. Combes, Formation of polar ring galaxies, Astronomy and Astrophysics, 2003, in press. Prepublication : astro-ph/0301391 E. Iodice, M. Arnaboldi, F. Bournaud, F. Combes, L.S. Sparke, W. van Driel, M. Capaccioli, Polar Ring Galaxies and the Tully-Fisher Relation : Implications for the Dark Halo Shape, Astrophysical Journal, 2003, 585, 730. Prepublication : astro-ph/0211281

Contact

Frédéric Bournaud (Observatoire de Paris, LERMA) Francoise Combes (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 4 mars 2013

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Matière noire et galaxies à anneaux polaires

1er avril 2003

Les galaxies à anneaux polaires sont des objets rares et très particuliers. Comprendre comment elles se sont formées permet de mieux connaître les mécanismes d’évolution des galaxies. Une équipe de l’Observatoire de Paris vient d’étudier la formation des anneaux polaires lors d’interactions ou de collisions de galaxies. Etudier la cinématique interne des anneaux polaires permet également d’obtenir des informations sur la façon dont la matière noire se répartit autour des galaxies.

Les galaxies à anneaux polaires

Figure 1 - La galaxie à anneau polaire NGC4650A (photo VLT/ESO). L’anneau polaire est la plus grande des deux structures ; la plus petite est la galaxie hôte. Dans ce cas, l’anneau est plus étendu que la galaxie hôte elle-même, mais dans d’autres cas, l’anneau polaire est petit et fin. Les galaxies à anneaux polaires sont constituées de deux systèmes : une galaxie hôte et un anneau polaire (voir Figures 1 et 2). La galaxie hôte est un ensemble d’étoiles comme notre propre galaxie, de forme aplatie, généralement un disque en rotation. Elle est entourée d’un anneau lui-aussi en rotation, formé d’étoiles et de gaz interstellaire. L’anneau est perpendiculaire au plan de rotation de la galaxie hôte, d’où le nom d’anneau polaire. L’anneau est plus riche en gaz insterstellaire que la galaxie hôte, ce qui implique qu’il s’est formé après celle-ci, et non en même temps.

Figure 2 - Quatre exemples de galaxies à anneaux polaires (d’après Whitmore et al. 1990). Remarquer les différences de rayon et de finesse d’un anneau à l’autre. La galaxie NGC4650A (Figure 1) est ici en haut à gauche. Les vitesses de rotation des disques galactiques sont trop élevées pour être expliquées par la seule masse visible. On en déduit la présence d’une grande quantité de matière non observée : la matière noire. On dit que les galaxies baignent dans un halo de matière noire, dont on aimerait connaître la forme (sphérique ou aplatie). La présence de deux systèmes en rotation dans deux plans différents, la galaxie hôte et l’anneau polaire, est une situation idéale pour sonder la répartition spatiale de la matière noire (donc la forme du halo) et en déduire des informations sur sa nature.

La formation des anneaux polaires

La première question qui a été abordée est celle de la formation des anneaux polaires. Deux hypothèses avaient été émises : soit l’anneau se forme lors d’une collision frontale de deux galaxies, soit il est le résultat d’une interaction à distance entre deux galaxies. Des simulations numériques, reproduisant la dynamique des étoiles et du gaz interstellaire, ainsi que la formation d’étoiles dans le milieu interstellaire, ont été utilisées pour étudier ces deux mécanismes. En comparant le résultat des simulations aux observations de plusieurs galaxies à anneaux polaires, il s’est avéré que la majorité des anneaux polaires (voire la totalité) est le résultat d’une interaction à distance entre deux galaxies. Les effets de marée qui se produisent lors d’une telle interaction déforment une des deux galaxies jusqu’à arracher une partie de sa matière, sous la forme d’un pont de matière appelé queue de marée. Cette dernière vient s’enrouler autour de l’autre galaxie pour former l’anneau polaire. Les deux systèmes s’éloignent ensuite, et l’interaction a formé une galaxie à anneau polaire tout à fait semblable à celles que l’on observe (voir Figure 3).

Figure 3 - Simulation numérique de la formation d’un anneau polaire lors de l’interaction à distance de deux galaxies. Au départ, la future galaxie hôte, au centre, est une galaxie spirale normale. Une autre galaxie s’approche à courte distance, mais sans entrer en collision. La future galaxie hôte exerce des forces de marée qui déforment la seconde galaxie, au point de lui arracher une grande partie de sa matière, qui s’enroule sous forme d’un anneau polaire autour de la galaxie hôte. Les deux galaxies se séparent ensuite, et il reste une galaxie à anneau polaire semblable à celles observées (dans cette simulation, le compagnon, qui a perdu une grande partie de son gaz, s’échappe et s’éloigne à jamais.).

Anneaux polaires et matière noire

Dans le cas des galaxies à anneaux polaires, la présence de deux systèmes distincts permet de sonder la distribution spatiale de la matière noire. En effet, plus un système contient de matière noire, plus sa vitesse de rotation est élevée. En comparant la vitesse de rotation de l’anneau polaire à celle du disque de la galaxie hôte, on peut savoir si la distribution de matière noire est sphérique (les deux vitesses sont alors voisines) et si la matière noire est aplatie le long de la galaxie hôte, ou de l’anneau polaire. La Figure 4 effectue cette comparaison, en testant pour les anneaux polaires la relation entre luminosité totale et vitesse de rotation. Toutes les galaxies à disque vérifient une loi, dite relation de Tully-Fisher, entre leur luminosité L et leur vitesse de rotation V : L = k V4. La droite verte représente cette relation dans la Figure 4 (chaque point vert représente une galaxie normale). Par contre les anneaux polaires ne vérifient pas la même relation. Leur vitesse de rotation correspond aux symboles bleus dans la Figure. Pour une luminosité donnée, les anneaux polaires tournent plus vite que les galaxies hôtes. La matière dans l’anneau perpendiculaire tourne plus vite que dans le plan équatorial. Cela indique la présence de plus de masse dans les anneaux polaires que dans les galaxies hôtes, alors même que la masse visible est plus petite dans les anneaux. La comparaison de ces données observationnelles aux résultats des modèles numériques montre que la seule explication possible est que le halo de matière noire soit fortement aplati le long de l’anneau polaire.

Figure 4 - Relation entre luminosité totale et vitesse de rotation pour les galaxies à anneau polaire (points bleus). Horizontalement est portée la vitesse dans l’anneau (en logarithme log (V)), et verticalement la magnitude M (ou 2.5 x logarithme de la luminosité). La relation (appelée relation de Tully-Fisher) pour les galaxies normales est représentée en vert. les points verts représentent chacun une galaxie normale. Toutes les galaxies à disques, et en particulier les galaxies hôtes des anneaux polaires, vérifient cette relation (Luminosité proportionnelle à vitesse4). L’aplatissement du halo de matière noire le long des anneaux polaires peut être confronté au mécanisme de formation de ces anneaux. Les deux résultats indépendants sont que les anneaux se forment lors de l’interaction à distance de deux galaxies par effet de marée, et que le halo de matière noire est aplati le long de l’anneau polaire dans le système final. La seule hypothèse qui permet d’expliquer ces deux résultats simultanément est qu’une partie de la matière noire soit du gaz froid. Ce gaz est transféré d’une galaxie vers l’anneau polaire lors de l’interaction qui forme l’anneau, de la même façon que le gaz interstellaire visible ; le halo qu’il forme est alors très aplati le long de l’anneau polaire. Autour des galaxies spirales normales, telle la nôtre, se trouveraient donc de grandes quantités de gaz froid, non observé à ce jour, qui serait une partie de la matière noire de l’Univers.

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Référence : F. Bournaud and F. Combes, Formation of polar ring galaxies, Astronomy and Astrophysics, 2003, in press. Prépublication : astro-ph/0301391 E. Iodice, M. Arnaboldi, F. Bournaud, F. Combes, L.S. Sparke, W. van Driel, M. Capaccioli, Polar Ring Galaxies and the Tully-Fisher Relation : Implications for the Dark Halo Shape, Astrophysical Journal, 2003, 585, 730. Prépublication : astro-ph/0211281

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Frédéric Bournaud (Observatoire de Paris, LERMA) Francoise Combes (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 22 février 2013