Download or read book tude de la cin matique et de la distribution de masse des galaxies spirales NGC247 NGC300 NGC7793 microforme written by Nancy Martineau and published by Montréal : Service des archives, Université de Montréal, Section Microfilm. This book was released on 2002 with total page 206 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt:

Download or read book tude de la cin matique et de la distribution de masse des galaxies spirales NGC 247 NGC 300 NGC 7793 written by Nancy Martineau and published by . This book was released on 2002 with total page 206 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt:

Download or read book Galaxy galaxy Lensing in the COSMOS Cosmological Evolution Survey Survey written by Alexie Leauthaud and published by . This book was released on 2007 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Le but de cette thèse est d'étudier les halos de matière noire qui entourent les galaxies elliptiques et d'en déduire leur répartition de masse afin de comprendre comment ces galaxies se sont formées. Afin de réaliser cette étude, nous utilisons l'effet de cisaillement gravitationnel faible dans le champ COSMOS. Les halos de matière noire sont suffisamment massifs pour agir en tant que lentille gravitationnelle et dévier les rayons lumineux envoyés par les galaxies lointaines d'arrière plan. Etant donné que la distorsion d'une galaxie lentille sur une galaxie distante est très petite devant la largeur de la distribution en ellipticité des galaxies, la seule façon de mesurer cet effet est de considérer le problème statistiquement. Un avantage de cette approche statistique est qu'elle permet de sonder le potentiel gravitationnel des halos de galaxies jusqu'à un rayon très grand ou les méthodes plus traditionnelles ne sont pas applicables.

Download or read book tude de la cin matique et de la distribution de masse de galaxie spirale magellanique NGC 3109 microforme written by Marc Jobin and published by Montréal : Service des archives, Université de Montréal, Section Microfilm. This book was released on 1990 with total page 162 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt:

Download or read book Etude des propri t s cin matiques et de la distribution de mati re d un chantillon de galaxies spirales et irr guli res written by Olivia Garrido and published by . This book was released on 2003 with total page 261 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Nous décrivons le programme GHASP (instrumentation, réduction, objectifs) dans lequel s'inscrit ce travail. Nous présentons des données cinématiques 2D pour 96 galaxies spirales et irrégulières dont l'analyse montre que : l'allure des courbes de rotation Hα varie avec la luminosité et le type morphologique. Seules les galaxies précoces ont des courbes de rotation décroissantes. Les galaxies barrées présentent un gradient interne de vitesse plus faible que les galaxies sans barre. Les galaxies peu massives présentent les courbes de rotation les plus dissymétriques. Les galaxies de type Sd, Sdm et Irr ont des caractéristiques cinématiques semblables. L'extension des disques Hα varie avec le type morphologique et est corrélée avec la valeur de la densité surfacique de gaz neutre au rayon optique. Les modèles de masse réalisés pour 23 galaxies montrent que les halos sombres tendent plutôt à avoir une densité centrale constante, quel que soit le type morphologique ou la vitesse maximale.

Download or read book Etude cin matique du gaz ionis dans les galaxies spirales written by Philippe Amram and published by . This book was released on 1991 with total page 740 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: IL APPARAIT QUE LES GALAXIES NE SONT PAS DES UNIVERS ISOLES EVOLUANT EN VASE CLOS MAIS AU CONTRAIRE QU'ELLES INTERAGISSENT DE MULTIPLES MANIERES AVEC UN ENVIRONNEMENT CONSTITUE PAR LES GALAXIES VOISINES ET LES IMPORTANTES QUANTITES DE GAZ CHAUD. CE TRAVAIL PRESENTE LES RESULTATS D'UNE ETUDE DE LA CINEMATIQUE DE GALAXIES FACE A CET ENVIRONNEMENT. DANS LA PREMIERE PARTIE, NOUS EXPLIQUERONS COMMENT NOUS AVONS REALISE CE TRAVAIL SUR DE GRANDS TELESCOPES (3.60 M CFHT ET ESO, ...) EQUIPES DE L'INSTRUMENTATION DEVELOPPEE A L'OBSERVATOIRE DE MARSEILLE. NOUS DECRIRONS LA REDUCTION DES DONNEES EN METTANT L'ACCENT SUR LES RECENTS DEVELOPPEMENTS. DANS LA DEUXIEME PARTIE, NOUS NOUS INTERESSONS A QUELQUES GALAXIES EN INTERACTION BINAIRE. NOUS PRESENTONS DES RESULTATS SUR NGC 2535-6, UNE PAIRE DE GALAXIES DE TYPE M51, AINSI QUE SUR LA CELEBRE PAIRE DE GALAXIES EN INTERACTION VIOLENTE NGC 4038-9 ET SUR LA GALAXIE DE MARKARIAN NGC 931 ET SON COMPAGNON. DANS LA TROISIEME PARTIE NOUS ETUDIERONS DES GALAXIES D'AMAS. LA QUESTION A DEBATTRE EST D'EVALUER SI LES EFFETS DE L'ENVIRONNEMENT SONT SUFFISAMMENT FORTS POUR INFLUER SUR LA DISTRIBUTION DE MASSE DES GALAXIES D'AMAS. A PARTIR D'UN ECHANTILLON DE 21 GALAXIES D'AMAS NOUS AVONS VU SE PROFILER UNE TENDANCE SELON LAQUELLE LA CINEMATIQUE DES GALAXIES D'AMAS NE DIFFERE PAS SYSTEMATIQUEMENT DE CELLE DES GALAXIES DE CHAMP

Download or read book The Small Scale Physical Evolution of Molecular Gas in Nearby Galaxies written by Viviana Casasola and published by . This book was released on 2008 with total page 148 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Le futur immédiat, grâce à la construction de nouveaux instruments - essentiellement ALMA-sera caractérisé par une révolution dans le champ de l'astronomie millimétrique. Cette thèse de doctorat est dédiée à un des principaux sujets qu'ALMA pourra approfondir, le gaz moléculaire dans les galaxies extérieures, avec l'objectif d'être bien préparé à l'arrivée de ce instrument. Cette thèse étudie la physique de l'excitation collisionnelle à petite échelle, les propriétés de fragmentation, la distribution, et la cinématique du gaz moléculaire en deux galaxies proches (Messier 81 et NGC 3147) avec des observations obtenues soit avec un instrument millimétrique à antenne unique, soit avec un interféromètre. En complément à ces deux études, cette thèse présente un travail statistique et son interprétation sur les relations existantes entre les différentes composantes du MIS, obtenu en analysant un échantillon de galaxies de tout type morphologique, activité nucléaire, et type d'interaction.

Download or read book tude de la cin matique et de la distribution de masse de la galaxie spirale magellanique NGC 3109 written by Marc Jobin and published by . This book was released on 1989 with total page 162 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt:

Download or read book The Distribution of Mass Within Spiral Galaxies written by Thomas Per Krister Martinsson and published by . This book was released on 2011 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt:

Download or read book Impact des fusions majeures sur l volution des galaxies spirales et naines written by Sylvain Fouquet and published by . This book was released on 2013 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: La découverte de l'expansion de l'univers par Edwin Hubble en 1929 et l'étude de modèles cosmologiques ont retiré à l'univers son image statique et infinie; l'univers évolue depuis plus de 13 milliards d'années, depuis le Big Bang. Le modèle cosmologique standard hiérarchique LCDM prédit que, durant cette évolution, les halos de matière noire auraient principalement accrété de la masse par fusions successives. L'évolution des baryons, qui se trouveraient être en quantité bien plus faible, aurait suivi celle de la matière noire. Deux types de fusions auraient structuré l'évolution des galaxies : les fusions mineures et majeures. De plus, une accrétion continue de gaz froid, similaire à de nombreuses fusions mineures, aurait aussi pu jouer un rôle dans l'assemblage de la masse des galaxies. Les fusions mineures et l'accrétion de gaz entraînent une évolution douce des galaxies. A contrario, les fusions majeures modifient brutalement la morphologie aussi bien que la cinématique des galaxies en fusion et forment ainsi de nouvelles galaxies. Une dernière forme d'évolution apparaît lorsque la galaxie est isolée ou pendant une période séparant deux épisodes de fusion : l'évolution séculaire. La morphologie et la cinématique d'une galaxie peuvent alors changer via des perturbations internes ou générées par la dernière fusion. L'évolution séculaire n'ajoute pas de masse à la galaxie; seule, elle est insuffisante pour créer une galaxie. Pour mieux contraindre l'évolution des galaxies, je me suis tout d'abord penché sur l'évolution des galaxies durant les huit derniers milliards d'années. Dans cette optique, j'ai travaillé sur des données observationnelles du programme IMAGES (Intermediate MAss Galaxies Evolution Sequence), une étude, basée sur 63 galaxies situées à des redshifts intermédiaires (z = 0.6), ayant pour objectif de dresser un portrait de l'état des galaxies à redshifts intermédiaires et de comprendre les mécanismes à l'oeuvre dans leur évolution. J'ai principalement utilisé les méthodes de travail développées sur l'échantillon du projet IMAGES pour 12 nouvelles galaxies ayant un redshift moyen légèrement plus grand (z = 0.7 au lieu de 0.6). Avec les données du HST provenant du relevé GOODS, j'ai classé morphologiquement les galaxies du nouvel échantillon. Puis, utilisant les données du spectrographe multi-objets GIRAFFE, j'ai déterminé la cinématique de ces galaxies. Je retrouve, pour une plus petite statistique, les résultats du projet IMAGES : la fraction importante de galaxies particulières qui représentent plus de 50% des galaxies de masses intermédiaires à des redshifts intermédiaires, au détriment des galaxies spirales ; une corrélation entre la classe morphologique des galaxies spirales et celle cinématique des galaxies en rotation; une tendance pour les galaxies particulières à avoir une cinématique complexe ou perturbée. Ces résultats impliquent que les galaxies ont changé de morphologie entre z = 0,7 et z = 0. Les galaxies ayant une cinématique complexe ou perturbée sur de grandes échelles (> 5 kpc) requièrent des mécanismes bouleversant l'ensemble du gaz. Le mécanisme d'évolution le plus apte à les expliquer est la fusion majeure plutôt que l'accrétion lente de gaz ou la fusion mineure de galaxies naines. Les galaxies elliptiques de l'univers proche étant déjà en place à z > 1, les galaxies particulières ont dû alors évoluer en galaxies spirales. Tester le scénario de reconstruction des galaxies spirales après une fusion majeure a été le second axe de mon travail de recherche. La fraction de gaz, plus élevée dans le passé (> 50 % à z = 1 - 2), joue un rôle primordial dans ce processus de reconstruction. Une partie du gaz en se refroidissant après une fusion majeure tombe dans le potentiel de la galaxie tout en conservant son moment angulaire et peut ainsi reformer un disque. Hammer et al. (2005a) interprète la formation stellaire sur les huit derniers milliards d'années ainsi que l'évolution de la morphologie et des abondances des galaxies par des épisodes de fusions majeures suivis de formation de galaxies spirales par reconstruction d'un disque. Suivant ce scénario, de nombreuses galaxies spirales de l'univers proche résulteraient d'une fusion majeure. La galaxie M31 semble être une bonne candidate pour ce type de phénomène. Elle a un nombre d'amas globulaires et de galaxies naines près de deux fois supérieur à celui de la Voie Lactée, plusieurs courants stellaires dont le Giant Stream et surtout un bulbe classique. J'ai participé au travail de reconstruction de M31 après une fusion majeure via des simulations numériques afin de tester cette hypothèse. Une fusion majeure de rapport de masse 3, avec des fractions de gaz dépassant les 60 % et comprenant un premier passage il y a 8-9 milliards d'années et une fusion il y a 5-6 milliards d'années, reproduit les structures morphologiques et cinématiques principales de M31 (bulbe, disque épais, disque mince, Giant Stream), renforçant ainsi le scénario de reconstruction du disque après une fusion majeure. Mon dernier travail de recherche a porté sur les conséquences des fusions majeures sur leur environnement. En effet, les débris éjectés d'une fusion majeure peuvent atteindre des masses de plus de 15 % de la masse baryonique totale des galaxies en fusion. La majeure partie de la matière éjectée à grande distance pourrait être due à la formation de queues de marée durant la fusion. A l'intérieur de ces queues de marée, de nouvelles galaxies naines peuvent se former, des galaxies naines de marée. Une fusion majeure peut donc être la source de la formation de nouvelles galaxies. Si la majeure partie des galaxies spirales se sont formées par fusions majeures, les conséquences de ces dernières ne peuvent être négligées. Plus particulièrement, la fusion majeure qui serait à l'origine de M31 aurait pu essaimer des galaxies naines dans le Groupe Local. Il se trouve que les galaxies naines de la Voie Lactée ont deux particularités : une distribution spatiale en forme de plan épais, dénommée VPOS (Vast Polar Structure), et la présence de deux galaxies naines irrégulières, les Nuages de Magellan (MC pour Magellanic Cloud), très proches de la Voie Lactée (