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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique
PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique
Cours 8:Satellites de la Galaxie
•LMC & SMC•Naines sphéroïdales
Cours 8:Satellites de la Galaxie
•LMC & SMC•Naines sphéroïdales
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Importance des galaxies naines
Importance des galaxies naines
• les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans l’Univers
• les naines dominent les comptes dans les surveys profonds
• les naines dominent la fonction de luminosité des galaxies locales
• les naines sont les buildings blocks des galaxies plus grandes dans le scénario d’amoncellement hiérarchique
• les naines les plus faibles ne peuvent être observées que dans le Groupe Local (les plus brillantes dans Virgo)
• les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans l’Univers
• les naines dominent les comptes dans les surveys profonds
• les naines dominent la fonction de luminosité des galaxies locales
• les naines sont les buildings blocks des galaxies plus grandes dans le scénario d’amoncellement hiérarchique
• les naines les plus faibles ne peuvent être observées que dans le Groupe Local (les plus brillantes dans Virgo)
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Importance des galaxies naines
Importance des galaxies naines
Pente montante aux faibles luminosités beaucoup de galaxies naines
Corrigée:Ex. Biais de Malmquist
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Importance des galaxies naines
Importance des galaxies naines
• LF varie un peu en fonction de l’environnement – Virgo: la pente du côté
faible est abrupte dEs sont > 50% de toutes les galaxies (Trentham et al)
– Groupe Local: monte rapidement (mais moins) aux faibles luminosités (Mateo 1998)
• La fonction de masse HI est semblable
Mateo 1998
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Naines du Naines du Groupe Groupe LocalLocal
Naines du Naines du Groupe Groupe LocalLocal
• Mateo (1998) ARAA, 36, 435• Nombre total de naines: ~ 40
– Magnitude limits: (plus faibles que ~ -18)• Ursa Minor ~ -7.6• NGC 205 ~ -16.0
– Masse (dynamique)• DDO 210 ~ 5.4 x 106 M0
• M32 ~ 2.1 x 109 M0
– M(HI)/MTOT
• Plusieurs < 0.001• Leo A ~ 0.72
• Corrélation Morphologie - Distribution
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Naines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe Local
• Elliptiques naines– Concentrées autour de
M31– M32, N147, N205, N185– Peu de gaz, pop. II– N147, N185, N205 – Supportées par la rotation
• Naines irrégulières– Partout, surtout en
périphérie– Beaucoup de gaz (HI),
pops stellaires mixtes– Supportées par la rotation
• Intermediaire/Transition– Un peu de gaz, un peu
de SF, certaines avec de très vieilles étoiles
– Pas supportées par la rotation
• Naines Spheroïdales (dSphs)– Satellites de MW, M31– SFH complexe– Gaz ?– Ressemblent aux amas
globulaires, mais avec DM
– grand σ/Vrot
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Naines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe Local
Carignan, Beaulieu & Freeman 1990
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Différence entre les Ell.s Différence entre les Ell.s et les naines Ell.set les naines Ell.s
Différence entre les Ell.s Différence entre les Ell.s et les naines Ell.set les naines Ell.s
Cercles ouverts = naines elliptiques; cercles pleins = elliptiquesNaines -> plus faible brillance de surface e
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Galaxies dSphsGalaxies dSphs
Les satellites les plus faibles de la GalaxieMV jusqu’à -8Très faible brillance de surfaceMasse totale ~ 107 Msol
Les vitesses radiales des étoiles individuelles de plusieurs des dSphs donnent des M/L très élevés: les
plus faibles ont M/L > 100
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Galaxies dSphsGalaxies dSphs
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La dispersion des vitesses dans la galaxie dSph Fornax approximativement constante avec la rayon (Mateo 1997). Fornax est la plus brillante des dSph avec M/LV 10 ( M/LV = 2 à partir de son contenu stellaire)
Attendu pour M/L constant
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique M/L pour M/L pour
LGLGM/L pour M/L pour
LGLG
Mateo 1998
M/Ls pour les dSphs. Certaines ont M/L > 100. La courbe est pour une composante lumineuse avec M/L = 5 plus un halo avec M = 2.5 x 107 Msol.Mateo 1997
0/I0
Mtot/LV
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Ell.s vs dSphsEll.s vs dSphsEll.s vs dSphsEll.s vs dSphs
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CMD du Groupe CMD du Groupe LocalLocal
CMD du Groupe CMD du Groupe LocalLocal
Mateo 1998
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Corrélation Morphologie - Corrélation Morphologie - DistributionDistribution
Corrélation Morphologie - Corrélation Morphologie - DistributionDistribution
Grebel 1998
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Corrélation Morphologie - Corrélation Morphologie - DistributionDistribution
Corrélation Morphologie - Corrélation Morphologie - DistributionDistribution
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Naines irrégulières Naines irrégulières (Irrs)(Irrs)
Naines irrégulières Naines irrégulières (Irrs)(Irrs)
• Majorité des Irrs sont gas rich • Majorité ont un taux de formation
d’étoiles élevé • Majorité des Irrs sont des objets
distants (sauf les MCs)
LMC SMC IC 5152
NGC 6822
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Naines sphéroïdalesNaines sphéroïdalesNaines sphéroïdalesNaines sphéroïdales
Leo IFornax
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Naines Irr (SMC) E (NGC Naines Irr (SMC) E (NGC 205)205)
Naines Irr (SMC) E (NGC Naines Irr (SMC) E (NGC 205)205)
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Naines Irr (IC10)Naines Irr (IC10)Naines Irr (IC10)Naines Irr (IC10)
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Naines Irr Naines Irr (IC10)(IC10)
Naines Irr Naines Irr (IC10)(IC10)
Image B Image Bprofonde
Image HI + BImage HI
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Fonction de luminositéFonction de luminositéFonction de luminositéFonction de luminosité
Pritchet & van den Berg 1999
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Métallicité vs MMétallicité vs MvvMétallicité vs MMétallicité vs Mvv
Mateo 1998
sagittarius
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Évolution chimique Galactique:Évolution chimique Galactique:Une fonction de la masse de la Une fonction de la masse de la
galaxiegalaxie
Évolution chimique Galactique:Évolution chimique Galactique:Une fonction de la masse de la Une fonction de la masse de la
galaxiegalaxie
La masse totale visible semble être ce qui La masse totale visible semble être ce qui détermine détermine
l’évolution chimique globale de la galaxiel’évolution chimique globale de la galaxie
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Star Formation History Star Formation History (SFH)(SFH)
Star Formation History Star Formation History (SFH)(SFH)
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Star Formation History Star Formation History (SFH)(SFH)
Star Formation History Star Formation History (SFH)(SFH)
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Diagramme HR (CMD)Diagramme HR (CMD)Diagramme HR (CMD)Diagramme HR (CMD)
Branche des géantes rouges Metallicité +age
RR-Lyrae variables Distance
MS turnoff AGE
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Synthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de population
Initial mass Initial mass functionfunction
Stellar evolution Stellar evolution theory: isochronestheory: isochrones Assumed SFR(t)Assumed SFR(t)
(Assumed?) Chemical (Assumed?) Chemical evolutionevolution
Synthetic color-Synthetic color-magnitude diagrammagnitude diagram
+errors+errors
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Synthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de population
Modèles pour Modèles pour différentes différentes populations qui populations qui cohabitent cohabitent
diagramme observé: régions de diagramme observé: régions de comparaison de nombrescomparaison de nombres Modèle final Modèle final
adoptéadopté
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Les systèmes simples:Les systèmes simples:Star Formation History d’une naine Star Formation History d’une naine
sphéroïdale Leo Isphéroïdale Leo I
Les systèmes simples:Les systèmes simples:Star Formation History d’une naine Star Formation History d’une naine
sphéroïdale Leo Isphéroïdale Leo I
Diagramme du modèle Diagramme du modèle CMD adoptéCMD adopté
Diagramme Couleur-Magnitude observéDiagramme Couleur-Magnitude observé
SFR(t)SFR(t)
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SFH pour les dIrrsSFH pour les dIrrsSFH pour les dIrrsSFH pour les dIrrs
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SFH pour les dSphsSFH pour les dSphsSFH pour les dSphsSFH pour les dSphs
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SF dans les dSphsSF dans les dSphsSF dans les dSphsSF dans les dSphs
Carignan et al. 1998
Bouchard, Carignan, & Staveley-Smith 2006
Pour qu’il y ait formation d’étoiles, ça prend un réservoir de gaz !St-Germain et al. 1999
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueStar Formation Star Formation
HistoryHistoryStar Formation Star Formation
HistoryHistory
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Quelques conclusionsQuelques conclusionsQuelques conclusionsQuelques conclusions
• Il n’y a pas 2 galaxies dans le LG qui ont des SFH semblables
• Plus petite est une galaxie plus intermittent est son SFH• Les vieilles galaxies, de faible masse et pauvre en gaz
sont près des spirales géantes• Les galaxies riches en gaz et formant des étoiles sont
isolées• Des mergers mineurs et des intractions
gravitationnelles sont observées• De la SF dans les queues de marée est observée• La quantité totale de matière lumineuse semble être
importante pour: Évolution chimique Époque de SF (SFH)
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LMC & SMCLMC & SMCLMC & SMCLMC & SMC
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
LMC & SMCLMC & SMCLMC & SMCLMC & SMC
Putman et al. 1998
séminaire
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LMC & SMCLMC & SMCLMC & SMCLMC & SMC
Kim et al. 1998
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LMC & SMCLMC & SMCLMC & SMCLMC & SMC
Kim et al. 1998
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC
Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC
• LMC/SMC + MW: ensemble le plus proche de systèmes en interaction
• D ~ 50-60 kpc• Vitesses radiales
sont élevées:o VLMC = 325 km/so VSMC = 175 km/s
• Donc, on peut facilement différencier cinématiquement les étoiles et le gaz des MCs et de la MW
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Difficulté pour M 31Difficulté pour M 31Difficulté pour M 31Difficulté pour M 31
Cram, Roberts & Whitehurst 1980)
MWMW
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueÉvolution dynamique du Évolution dynamique du
LMCLMCÉvolution dynamique du Évolution dynamique du
LMCLMC
Brüns et al. 2004 – single dish
Hindman 1961
Putman et al. 1998
Mathewson et al. 1974
Magellanic StreamVLSR ~ 650 km/s
étendue ~ 100o
Leading arm ~ 180o
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Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC
Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC
Difficile à modéliserpcq pas toute l’info3D (très près)
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueÉvolution dynamique du Évolution dynamique du
LMCLMCÉvolution dynamique du Évolution dynamique du
LMCLMC
• (gauche): distance des MCs du centre galactique
• (droite): distance entre les nuages de Magellan
approche
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Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC
(simulations n-corps)(simulations n-corps)
Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC
(simulations n-corps)(simulations n-corps)
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueÉvolution dynamique du Évolution dynamique du
LMCLMC(simulations SPH (gaz))(simulations SPH (gaz))
Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC
(simulations SPH (gaz))(simulations SPH (gaz))
Observations HI
Modèle SPH
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dSph SagittariusdSph SagittariusdSph SagittariusdSph Sagittarius
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Simulation des débris de Sgr dans Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 1.0un halo sphérique q = 1.0
Simulation des débris de Sgr dans Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 1.0un halo sphérique q = 1.0
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Simulation des débris de Sgr Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 0.7dans un halo sphérique q = 0.7Simulation des débris de Sgr Simulation des débris de Sgr
dans un halo sphérique q = 0.7dans un halo sphérique q = 0.7
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