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PHY 6790: Astronomie galactique

PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 6: Halo: Amas globulaires Étoiles du halo Formation du halo Masse du halo. Amas globulaires. Amas globulaires. Restes fossiles de processus violents à l’ère protogalactique (Peebles & Dicke 1968 & ELS 1962)

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PHY 6790: Astronomie galactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 6: Halo: Amas globulaires Étoiles du halo Formation du halo Masse du halo

  2. Département de physique Amas globulaires

  3. Département de physique Amas globulaires • Restes fossiles de processus violents à l’ère protogalactique (Peebles & Dicke 1968 & ELS 1962) • Les amas globulaires viendraient de nuages de gaz liés gravitationnellement avant que les galaxies se forment • Les théories cosmologiques actuelles (ex.: LCDM) prédisent que les premières structures à se former seraient des nuages de gaz (dans le potentiel des halos sombres) avec des masses semblables aux amas globulaires • Ce sont d’ailleurs les structures les plus vieilles que l’on connait.

  4. Département de physique Amas globulaires • Principales caractéristiques: • Nb d’étoiles: 104 – 106 étoiles • Densité centrale: 103 – 104 Msol pc-3 • Nombre ~ 150 autour de la MW avec ~20% à quelques kpc du GC • Seulement ~2% de la lumière et de la masse stellaire du halo • GC les plus vieux ~13 +/- 2.5 Ga dans le halo externe (près des limites inférieures de l’âge de l’Univers)

  5. Département de physique Amas globulaires • Les âges des plus vieux GCs du halo interne et externe, du LMC, dSphs Fornax et Sagittarius sont très semblables ~ +/- 1Ga • Cela signifie que le processus de formation des GCs a été très bien synchronisé dans un volume centré sur la galaxie de rayon > 100 kpc • Les GCs sont plus vieux que les étoiles les plus vieilles du disque (ex.: WD & RG évoluées) • Les GCs sont plus pauvres en métaux que la lumière sous-jacente du halo dans toutes les galaxies et à tous rayons.

  6. Département de physique Amas globulaires • Distribution, cinématique & métallicité – il existe 2 populations: • Metal-poor [Fe/H] < -0.8, population du halo, tourne lentement & distribution sphérique • Metal-rich [Fe/H] > -0.8, population du disque, tourne rapidement & distribution aplatie Zinn 1985

  7. Département de physique Amas globulaires Proche ~ 2.6 kpc Zinn 1985 |Z| < 3.2 kpc

  8. Département de physique Amas globulaires Zinn 1985

  9. Département de physique Amas globulaires Zinn 1985

  10. Département de physique Amas globulaires Mackey & van den Berg 2005

  11. Département de physique Amas globulaires Mackey & Gilmore 2004

  12. Département de physique Amas globulaires Mackey & van den Berg 2005

  13. Département de physique Amas globulaires • GCs MW vs M31 (Harris & Pudritz 1994)

  14. Département de physique Amas globulaires Harris 1991

  15. Département de physique Amas globulaires Séminaire GC vs dSph: YD Kormendy, webpage

  16. Département de physique Amas globulaires • Il est possible que certains amas globulaires se forment lors de mergers. Ceci pourrait expliquer: • La population de GCs du disque • Les amas jeunes des nuages de Magellan • L’excès d’amas autour d’elliptiques (produits de mergers) p/r aux spirales de même luminosité • Le nombre anormalement grand de GCs autour de certaines galaxies (ex.: M87) au centre d’amas M 87

  17. Département de physique Amas globulaires • NGC 1275 (HST) • MV~ -12 à -14 • Bleu (V – R) < 0.3 • MGCs ~ 105 – 108 Msol • Merger de NGC 1275 ~ 108années Holtzman et al. 1992

  18. Département de physique Amas globulaires NGC 7252 - HST Whitmore et al. 1993

  19. Département de physique Amas globulaires <MV> ~ -13 Whitmore et al. 1993

  20. Département de physique Amas globulaires vs étoiles du Halo Carney 1993 Agree within errors but field stars not isotropic Peut-être qu’au moins une partie des étoiles du halo sont des GCs évaporés

  21. Département de physique Étoiles du halo Saha 1985

  22. Département de physique Étoiles du halo Suntzeff, Kinman & Kraft 1991 Gradient 0 < R < 10 kpc Constant R > 10 kpc

  23. Département de physique Étoiles du halo • Clairement, le amas globulaires sont plus pauvres en métaux et donc plus vieux. Suntzeff, Kinman & Kraft 1991

  24. Département de physique Étoiles du halo • Caractéristiques du halo à partir des étoiles HB: • r(r) ~ r-3.5 (r < 25 kpc) – comme les GCs • LV/LSol~ 4 x 107 (avec M/LV~ 2.5 – GCs) • Mhalo ~ 1 x 108 Msol • sR ~ 135, sf ~ 105, sz ~ 90 km s-1

  25. Département de physique Étoiles du halo • BHB, r < 5kpc • BHB, r > 5kpc • Étoiles avec rotation faible dans l’environnement solaire • 112 RRLyrae (open) & 36 GCs (hatched) avec 8 < RGC < 30 kpc • Thin & thick disk (Ratnatunga & Freeman 1989) Kinman, Suntzeff & Kraft 1994

  26. Département de physique Étoiles du halo Sélection par grand mouvement propre: pcq les étoiles du halo vont avoir de grandes Vhel pcq sur des orbites très différentes du Soleil Carney et al. 1996

  27. Département de physique Étoiles du halo • 2 populations: • Metal-poor & dynamically hot (pas de correlation) • Metal-rich & dynamically cool (disk-like) (corrélation) Carney et al. 1996

  28. Département de physique Étoiles du halo Carney et al. 1996

  29. Département de physique Étoiles du halo Halo Thick disk Carney et al. 1996

  30. Département de physique Origine du halo • Hyp.: les structures stellaires qui s’étendent jusqu’à x100 kpc consistent d’étoiles arrachées lors des nombreux mergers qui caractérisent la formation hiérarchique des galaxies • Les halos lumineux externes devraient apparaitre comme des excès de lumière au dessus de l’extrapolation du profil interne de la galaxie. • Densité: r~ r-3 (disk edge) & r ~ r-4 (tidal radius) – moy: r~ r-3.5 • Semblable aux GCs, ce qui suggère une origine semblable • Halos lumineux devraient avoir une forme semblable au halo sombre • La plupart des étoiles du halo se sont formées dans des progéniteurs qui ont mergés avec la galaxie centrale Abadi, Navarro & Steinmetz 2006

  31. Département de physique Origine du halo • Galaxie simulée à z=0 • Masse pour r < rviriel • Étoiles: • Bleu 0.0 < âge < 2.5 Ga • mauve-vert-jaune • Rouge 10 < âge < 15 Ga • Cercle externe = Rviriel • Cercle interne = Rlum Abadi, Navarro & Steinmetz 2006

  32. Département de physique Origine du halo a~ 1 ~ 10 0.67 Sg = SHI + SH2 Kennicutt 1989

  33. Département de physique Origine du halo • Les étoiles du halo ne peuvent pas s’être formées in situ pcq la densité du gaz était dessous le treshold pour la SF • Elles ont été éjectées de protogalaxies pendant les mergers qui ont caractérisés l’assemblage des galaxies pendant l’amoncellement hiérarchique de l’Univers Kennicutt 1989

  34. Département de physique Origine du halo Sackett et al. 1994

  35. Département de physique Origine du halo • Zibetti & Ferguson 2004 • HDF, z=0.32 • m ~ 30 mag arcsec-2 • Couleur rouge avec • I ~ R-2.6

  36. Département de physique Masse du halo (sombre) • Distribution de vitesses isotropes + 10 objets 50-140 kpc M ~ 2.4 +/- 1 x 1011 Msol • Rhalo > 50 kpc =1 : orbites radiales =1/2 orbites isotropes Little & Tremaine 1987 séminaire

  37. Département de physique Masse du halo (mass MW + M31) • Masse de la paire M31-MW = 2.5 +/- 0.7 x 1012 Msol • H0 = 74 +/- 4 km s-1 Mpc-1 • sLG = 39 km s-1 • Rbs = 2.3 Mpc Karachentsev et al. 2002 Turn-around radius

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