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PHY 6790: Astronomie galactique

PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 2: Bulbe. Structure du bulbe. Noter que le coté gauche est plus large (plus proche) que le coté droit (extrémité de la barre) Évidence que le bulbe est barrée. Comptage d’étoiles – 2MASS. Lopez-Corredoira et al. 2005.

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PHY 6790: Astronomie galactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 2: Bulbe

  2. Département de physique Structure du bulbe • Noter que le coté gauche est plus large (plus proche) que le coté droit (extrémité de la barre) • Évidence que le bulbe est barrée

  3. Département de physique Comptage d’étoiles – 2MASS Lopez-Corredoira et al. 2005 • (gauche) comptage d’* 2MASS dans les parties centrales de la MW • (centre) Comptes moins la contribution du disque • (droite) coupe à z = 1440 pc

  4. Unbarred and Barred Galaxies M109 (SBbc) M100 (Sbc) Unbarred and barred galaxies (NOAO) (Malin)

  5. Modelling l – v Diagrams v gas l v 0 (Hartmann 1998) G.C. (Binney & Merrifield 1998)

  6. Département de physique Une barre dans la barre Alard 2001

  7. Département de physique Formation du bulbe • Le bulbe s’est formé 12.5 < tform < 9 Gy • Formation par scénario ELS tform ~ 12.5 Gy • Formation par secular evolution tform ~ 9 Gy Freeman & Bland-Hawthorn 2002

  8. Département de physique Formation du bulbe Évolution séculaire Galaxie barrée Formation d’étoiles Matière tombant sur le bulbe

  9. Département de physique Formation du bulbe – NGC 1097

  10. Département de physique Formation du bulbe Kormendy 2004

  11. Département de physique Formation du bulbe M31 ?

  12. Département de physique Formation du bulbe Freeman & Bland-Hawthorn 2002

  13. Département de physique

  14. Département de physique Photométrie de surface • Bulbe ne suit pas la loi r1/4 de deVauc. • Bulbe suit une loi exponentielle, mais pas jusqu’au centre

  15. Département de physique Photométrie de surface Kent, Dame & Fazio 1991 – Spacelab IR telescope

  16. Département de physique Photométrie de surface • Frogel et al. 1990 • Bulbe de la galaxie est moins brillant que celui de M31 • MW type plus tardif que M31

  17. Département de physique Rotation et s du bulbe • Bulbe de la MW est en rotation comme tous les autres bulbes • Géantes K + PNes • Bulge et le disque interne ont des s semblables, donc difficile de les séparer par leur cinématique • Bulbe se termine |l| < 10o disque Beaulieu et al. 2000

  18. Département de physique Distribution de métallicité • L’étude de la distribution de métallicité devrait nous permettre de déterminer l’âge du bulbe, son temps de formation, etc • Cependant, comme on va le voir, dépendant des techniques utilisées (spectroscopiques vs CMD), il y a une grosse différence entre les différentes études

  19. Département de physique Distribution de métallicité • MD est centrée à [Fe/H] = -0.2 • avec 34% [Fe/H] > 0 (solaire) • et aucune étoile avec [Fe/H] < -1.3 (McWilliam & Rich 1994)

  20. Département de physique Distribution de métallicité • Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0 • Beaucoup plus d’étoiles avec [Fe/H] > 0.0 que les autres études Sadler et al. 1996

  21. Département de physique Distribution de métallicité • Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0 • Distribution beaucoup plus piquée à [Fe/H] = 0 Ramirez et al. 2000

  22. Département de physique Distribution de métallicité • Implications: • Le bulbe a subi un enrichissement chimique rapide jusqu’à des abondances solaires et plus très tôt dans l’évolution de la Galaxie • La majorité des étoiles du bulbe se sont formées à peu près en même temps comme les amas globulaires du halo • Pas plus de 10% de la population du bulbe peut être représentée par des étoiles d’âges intermédiaires

  23. Département de physique Distribution de métallicité • Zoccali et al. 2003 • (haut): CMD SOFI – NTT • (bas) CMD – 2MASS • CMD, champ complet • CMD, champ du disque à 30o • CMD bulbe décontaminé • CMD étoiles soustraites (disque)

  24. Département de physique Distribution de métallicité • (gauche-haut) CMD de l’amas globulaire du bulbe NGC 6553 • (gauche-bas) MD pour MK > -4.5 (ombragé) [Fe/H] = -0.1 s = 0.1 • (bas) MD de Zoccali et al. comparée aux autres études

  25. Département de physique Distribution de métallicité • Conclusions (Zoccali et al. 2003) • Pas de trace de populations stellaires plus jeunes • La métallicité du bulbe pique près de la valeur solaire • Il y a une coupure abrupte pour [Fe/H] > 0 • Une plus grande queue à faible métallicité [Fe/H] < -1

  26. Département de physique Distribution de métallicité • Conclusions (Zoccali et al. 2006) • Formation du bulbe plus rapide que celle du disque • Les * les plus riches sont les dernières formées, âges correspond à l’épuisement du MIS • Une période de formation rapide est nécessaire pour expliquer ce résultat • Formation < 1G

  27. Département de physique Abondance du bulbe • Comme on a vu qu’il y a un gradient d’abondance dans le halo, il y a aussi un gradient d’abondance dans le bulbe • Ce n’est pas une population homogène Minniti et al 1995 Zoccali et al. 2002

  28. Département de physique LF & SED

  29. Département de physique Age du bulbe Age = 13 +/- 3 Gyr (NGC 6528)

  30. Département de physique Cinématique du bulbe • A cause de la très grande extinction dans la direction du bulbe, on se doit de travailler: • Soit dans les fenêtres de faible extinction comme les Baade’s windows • Soit de travailler en IR ou en radio • Pour la détermination des vitesses, il y a une structure spectrale en absorption à 2.3mm produite par le CO qui a un sharp edge du côté bleu Sellgren et al. 1990

  31. Département de physique Cinématique du bulbe Sellgren et al. 1990 • Vrot < 15 km/sec pour r < 2.3 pc • 70 < slos < 125 km/sec pour 0.6 < r < 2.3 pc • slos = cste ~ 125 km/sec pour r < 0.6 pc • M/LK augmente vers le centre - implique une masse sombre de 5.5 ±1.5 x 106 Msol 0.6 pc 2.3 pc Dominé par l’amas d’étoiles central

  32. Département de physique Cinématique du bulbe • Point le plus central – slos ~ 153 +/-17 km/sec, soit x2 slos(Sellgren) ~ 70 km/sec à ~2 pc • Explication: Sellgren – cinématique de l’amas central différent cinématique du bulbe - Blum Blum et al. 1995

  33. Département de physique Cinématique du bulbe halo bulbe • 192 géantes K riches [Fe/H] > -1 – bulbe <vlos> = 66 +/- 5 km/s <slos> = 71 +/- 4 km/s • 31 géantes K pauvres [Fe/H] < -1.5 – halo <vlos> = -6 +/- 20 km/s <slos> = 113 +/- 14 km/s Halo pas de rotation Bulbe rotation Minniti 1996

  34. Département de physique Centre galactique (optique)

  35. Département de physique Centre galactique (IR) • Images IRAS des régions centrales de la Galaxie. Le champ est ~50° en longitude le long de l’équateur galactique. • L’émission IR est principalement due à de la poussière chauffée par les étoiles environnantes.

  36. Département de physique Centre galactique (radio – 90cm - VLA)

  37. Département de physique Centre galactique • Région particulière: à l’intérieur de quelques années-lumière, on retrouve 10000 étoiles formant un amas dense & un trou noir d’environ 106 Msol • Image HKL du centre galactique. Le TN central est près du centre de la boite.

  38. Département de physique Centre galactique • Régions centrales (~0.3 pc) en IR (1.6, 2.2 and 3.8 mm). • Sgr A* est près du centre mais pas très brillant en IR. • La majorité des étoiles sont très jeunes et massives. • La spectroscopie montre que ce sont des super géantes lumineuses de seulement quelques 10s x 106 années.

  39. Département de physique Centre galactique (dynamique) Correction pour le mvt du Soleil Mvts propres autour de Sgr A*

  40. Département de physique Centre galactique (dynamique) • De l’astrométrie, résolue dans le temps (période ~15 ans) fournit de très bonnes données sur les mouvements propres des étoiles du centre Galactique. • Les observations montrent clairement que plusieurs étoiles près de Sgr A* - i.e. à des distances ~30 jours-lumière se déplacent sur des orbites képlériennes autour d’une masse centrale. • A partir de la forme des orbites, la distance Terre- Sgr A* et la masse de Sgr A* peuvent être calculées.

  41. Département de physique Trou noir central de la MW

  42. Département de physique Trou noir central de la MW • La plupart des galaxies ont un TN central • Ghez et al. 2005 Masse(BH) = 3.7 +/- 0.2 x 106Msol [R0/(8 kpc)]3 • Schödel et al. 2003 Masse(BH) = 3.3 +/- 0.7 x 106Msol [R0/(8 kpc)]3

  43. Département de physique Emission radio de Sgr A* • Image radio à 20cm montrant les filaments à grande échelle dus à l’émission synchrotron le long des lignes de champs magnétiques

  44. Département de physique Emission radio de Sgr A* Dimension de Sagittarius A* mesurée en VLBI à différentes longueurs d’onde

  45. Département de physique Emission radio de Sgr A* • Dimension intrinsèque de Sgr A*, mesurée à 43 GHz (Bower et al. 2004) comparée à la dimension de l’horizon du TN central. • La source radio a une dimension d’environ 1 UA. • Pour un observateur sur la Terre, l’horizon du TN à la position du Soleil aurait 40 fois son diamètre. Orbite de la Terre Orbite de la Mars

  46. Département de physique Ionized gas H92a près de Sgr A* • Close up de Sgr A*, montrant la mini spirale de gaz ionisé (H92a – radio emission line – Liszt 2003), tombant ou tournant autour du centre. • Le point brillant est Sgr A*, site du TN central.

  47. Département de physique Emission X (Chandra) de Sgr A*

  48. Département de physique Flare proche-IR du TN central • Le 9 mai 2003, pendant des observations de routine de l’amas d’étoiles au CG à 1.7 mm avec NAOS/CONICA au VLT, il y a eu un flare très puissant à la position de Sgr A* • Pendant qques minutes, le flux a augmenté d’un facteur 5-6 et est revenu au flux initial en ~30 minutes. • Le flare s’est produit à quelques milli-arcseconds de la position de Sgr A*. • Le court temps de montée-descente nous dit que la source du flare est à moins de 10 Schwarzschild radii du TN.

  49. Département de physique Flare proche-IR du TN central peut-être émis par du gaz du disque d’accrétion spiralant vers le TN à l’intérieur de la dernière orbite stable autour du trou noir Genzel et al. 2003

  50. Département de physique Flare proche-IR du TN central Un flare faible tel que vu par SINFONI le 15 juillet 2004. Le temps sur les images est en minutes.

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