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PHY 6790: Astronomie galactique

PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 5: ISM (HI, HII, H 2 ). Distribution HI. Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) HI est concentré dans un disque mince et plat (FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R 0 < R < 0.7 R 0 )

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PHY 6790: Astronomie galactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 5: ISM (HI, HII, H2)

  2. Département de physique Distribution HI • Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) • HI est concentré dans un disque mince et plat (FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R0< R < 0.7 R0) • Disque HI pour R > R0épaissit et est gauchi • Vitesse angulaire ~ cste 0.3R0 < R < R0 et a un maximum à 0.05R0 • Rotation symétrique autour de Sgr A* et structure importante (bras 3 kpc) Lockman 2002

  3. Département de physique Distribution HI • Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) • Déviations importantes par rapport au mouvement circulaire près du noyau: infall de gaz à hautes latitudes & Courbe de Rotation (nord) différente de CR (sud) • HI trace la structure spirale de la galaxie • Il y a un halo HI (HVCs) Lockman 2002

  4. Département de physique Distribution HI – structure spirale • Lockman (2002): It is generally accepted that evidence of spiral structure in inner Galaxy profiles is confused at best, and attempts to derive the spiral structure of the Galaxy from HI spectra have largely been abandoned • …but these days anyone needing a model of our spiral structure usually turns to ionized gas … • Models of the large-scale morphology of the Galaxy are tested against the HI data rather than being derived from the data… Remarquer qu’il y a beaucoup plus de HI pour R > R0 que pour R < R0 réel ou non ?

  5. Département de physique Distribution HII

  6. Département de physique Distribution HII – structure spirale Taylor & Cordez 1993 Georgelin & Georgelin 1976

  7. Département de physique RC interne et centre galactique bras 3 kpc Blitz 1994

  8. Département de physique Transformation cinématique • Équation fondamentale: • Si cette fonction est connue, des distances peuvent, en principe, être assignées à chaque vitesse mesurée • Ex.: B & D ont la même vitesse apparente • Inutile pour R > R0 (pas de point tangent) Vmax au point tangent C

  9. Département de physique RC interne et centre galactique Burton & Liszt 1993

  10. Département de physique RC interne et centre galactique • Fux (1999): N-body + SPH • Ce qu’on interprétait comme de l’éjection (expansion) du centre galactique sont plutôt les streaming motions dues à la barre au centre de la galaxie • Bras à 3 kpc est une spirale au bout de la barre Fux 1999

  11. Département de physique RC interne et centre galactique • Pourquoi la CR de la Voie Lactée est-elle différente de toutes les courbes de rotation de galaxies extérieures ? • Sûrement un problème avec notre interprétation des données. • Lockman (2002): … the rotation curve for R < R0 is thus now fairly well determined, at least to within 10 km s-1 … !!! Burton & Liszt 1993

  12. Département de physique Densité de surface et dimension de la Galaxie en HI Nakanishi & Sofue 2003

  13. Département de physique Densité de surface et dimension de la Galaxie en HI • S(R), DHI et MHI sont très sensibles à la courbe de rotation adoptée pour R > R0 • Ex.: MHI varie de 20% entre ces deux modèles • Résultat: la quantité de HI à R > R0 n’est pas bien connue Lockman 2002

  14. Département de physique Disque HI (plat & mince ?) • Le disque HI ne définit pas un disque exactement mince et plat mais plutôt ondulé (corrugated) • C’est le cas également d’autres traceurs de Pop I Lockman 1977 Spicker & Feitzinger 1986

  15. Département de physique Disque HI (plat & mince ?) Florido et al. 1991 Corrugation existe dans d’autres galaxies ex.: NGC 4244

  16. Département de physique Échelle de hauteur sHI • A moins qu’une force vienne compenser le changement dans la gravité locale (décroissance exponentielle de la composante stellaire) le disque HI devrait épaissir de 0.25R0 à R0 • Semble constant jusqu’à 0.6R0 et augmente ensuite Malhotra 1995

  17. Département de physique Galaxie extérieure: warping & flaring Inquiétant de voir que le changement se produit ~R0 ?

  18. Département de physique Distribution HI • Difficile de cartographier la distribution face-on • Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on

  19. Département de physique High Velocity clouds (HVC) Wakker et al. 2000

  20. Département de physique High Velocity clouds (HVC) Marie-EveNaud Wakker et al. 2002)

  21. Département de physique High Velocity clouds (HVC) • HI aux pôles galactiques descend systématiquement de quelques km s-1 • HI à des vitesses intermédiaires tombe vers le plan à ~50 km s-1 (hémisphère nord) • Surveys HI: 40% du ciel couvert de HI |VLSR| > 100 km s-1 • Confusion possible avec le warp ? Lockman 2002

  22. Département de physique HVC’s – Local Group building blocks

  23. Département de physique HVC’s – Local Group building blocks

  24. Département de physique HVC’s – Cosmic Web

  25. Département de physique HVC’s – Cosmic Web Leo Ring Schneider et al 1981 Groupe M81 Yun, Ho & Lo 1994

  26. Département de physique HVC’s – Interaction gravitationelle Survey HIPASS – Parkes multibeam

  27. Département de physique HVC’s – Galactic Fountain

  28. Département de physique HVC’s – Galactic Fountain Karl DD • Galactic mushroom – Observations du CGPS • Gaz rejeté dans le halo par l’explosion de centaines de SN’s dans une région d’intense SF. • dimension du nuage: 200-400 pc • English et al.

  29. Département de physique HVC’s – Masses & Dimensions

  30. Département de physique HVC’s - Distances • Complexes importants: étoiles du halo via spectres en absorption

  31. Département de physique HVC’s - Distances Émission Ha

  32. Département de physique Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie Distribution CO Diagramme LV Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

  33. Département de physique Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie Comparaison avec une image optique des nuages CO pour r < 2.5 kpc (10 < v < 35 km/s) Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

  34. Département de physique Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie • Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté • Hypothèse: I100mm(FIR) trace Igaz (total) • IH2~ I100mm(FIR)- IHI Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

  35. Département de physique Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie • Comparaison de ICO avec la prédiction basée sur FIR et HI • X = H2/WCO = 1.8 x 1020 cm-2 Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

  36. Département de physique Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie • La carte H2 prédite peut être utilisée pour estimer le rapport CO-H2 en fonction de b. • <X> = H2/WCO = 1.8 x 1020 cm-2 • Bon à hautes latitudes b • X plus grand dans le plan Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

  37. Département de physique Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie • Distribution radiale: • Grande concentration au centre • Trou à R ~ 2 kpc • Anneau moléculaire entre 4 & 8 kpc • Décroissance ~ exponentielle pour R > 5 kpc Gordon & Burton 1976

  38. Département de physique H2 – Distribution en z et sz • Comparaison des épaisseurs HI & H2: difficile à cause des effets de projections mais diagramme (l,b) du H2 plus mince que HI • Différentes épaisseurs mais s semblables ~ 10 km s-1 (12 km s-1 au centre) ? Pas compatible avec des épaisseurs différentes ? (75 vs 220 pc) • Dans MW, modélisation de hg & sg aux points tangents (Malhotra 1995) – peu de variation avec R (sauf au GC) –grandes incertitudes dans la littérature (4 à 11 km s-1) à cause de la clumpiness des nuages moléculaires • En moyenne dans la MW: sg~ 8 km s-1 & hg~ 75 pc (légère augmentation avec R)

  39. Département de physique Composantes ISM

  40. Département de physique Distribution CO vs HI • CO plus concentré au centre • zCO< zHI • RCO(max) < RHI(max)

  41. Département de physique Distribution CO vs HI • H2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc • HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc Gordon & Burton 1976

  42. Département de physique Distribution CO vs HI • Quantités comparables de H2 & HI dans la MW: M(H2) ~ 2-3 x 109 Msol • Différentes distributions radiales: H2 est concentré au centre et dans un anneau entre 4-8 kpc – pas de HI au centre et distribution plus étendue • H2 dans un plan plus mince mais même sg, même flaring et même warp que le HI • HI dans un disque et H2 en nuages (GMC) ~ 106 Msol

  43. Département de physique Distribution CO vs HI M 83 anneau centre

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