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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 5: ISM (HI, HII, H2)Cours 5: ISM (HI, HII, H2)
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution HIDistribution HIDistribution HIDistribution 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 > R0 épaissit 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)
• 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 > R0 épaissit 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 2002Lockman 2002
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution HIDistribution HIDistribution HIDistribution 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)
• 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 2002Lockman 2002
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution HI – structure Distribution HI – structure spiralespirale
Distribution HI – structure Distribution HI – structure spiralespirale
• 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…
• 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 ?
Remarquer qu’il y a beaucoup plus de HI pour R > R0 que pour R < R0
réel ou non ?
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution HIIDistribution HIIDistribution HIIDistribution HII
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution HII – Distribution HII – structure spiralestructure spiraleDistribution HII – Distribution HII – structure spiralestructure spirale
Georgelin & Georgelin 1976Georgelin & Georgelin 1976
Taylor & Cordez 1993Taylor & Cordez 1993
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
bras 3 kpc
Blitz 1994Blitz 1994
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Transformation Transformation cinématiquecinématique
• 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)
• 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 CVmax au point tangent C
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
Burton & Liszt 1993
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
• 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): 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 1999Fux 1999
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique
• 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 … !!!
• 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 1993Burton & Liszt 1993
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Densité de surface et Densité de surface et dimension de la Galaxie dimension de la Galaxie
en HIen HI
Densité de surface et Densité de surface et dimension de la Galaxie dimension de la Galaxie
en HIen HI
Nakanishi & Sofue 2003Nakanishi & Sofue 2003
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Densité de surface et Densité de surface et dimension de la Galaxie dimension de la Galaxie
en HIen HI
Densité de surface et Densité de surface et dimension de la Galaxie dimension de la Galaxie
en HIen HI• (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
• (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
Lockman 2002
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueDisque HI (plat & mince Disque HI (plat & mince
?) ?)Disque HI (plat & mince 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
• 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
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Disque HI (plat & mince Disque HI (plat & mince ?) ?)
Disque HI (plat & mince Disque HI (plat & mince ?) ?)
Florido et al. 1991Corrugation existe
dans d’autres galaxiesex.: NGC 4244
Florido et al. 1991Corrugation existe
dans d’autres galaxiesex.: NGC 4244
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Échelle de hauteur Échelle de hauteur HIHI
• 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
• 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 1995Malhotra 1995
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Galaxie extérieure: Galaxie extérieure: warping & flaringwarping & flaring
Galaxie extérieure: Galaxie extérieure: warping & flaringwarping & flaring
Inquiétant de voir que le changement
se produit ~R0 ?
Inquiétant de voir que le changement
se produit ~R0 ?
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution HIDistribution HIDistribution HIDistribution HI
• Difficile de cartographier la distribution face-on
• Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on
• Difficile de cartographier la distribution face-on
• Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
High Velocity clouds High Velocity clouds (HVC)(HVC)
High Velocity clouds High Velocity clouds (HVC)(HVC)
Wakker et al. 2000
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
High Velocity clouds High Velocity clouds (HVC)(HVC)
High Velocity clouds High Velocity clouds (HVC)(HVC)
Wakker et al. 2002)Wakker et al. 2002)
Marie-Eve NaudMarie-Eve Naud
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
High Velocity clouds High Velocity clouds (HVC)(HVC)
High Velocity clouds High Velocity clouds (HVC)(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 ?
• 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 2002Lockman 2002
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Local Group building HVC’s – Local Group building blocksblocks
HVC’s – Local Group building HVC’s – Local Group building blocksblocks
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Local Group building HVC’s – Local Group building blocksblocks
HVC’s – Local Group building HVC’s – Local Group building blocksblocks
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic Web
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic Web
Leo Ring Schneider et al 1981
Leo Ring Schneider et al 1981
Groupe M81Yun, Ho & Lo 1994
Groupe M81Yun, Ho & Lo 1994
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Interaction HVC’s – Interaction gravitationellegravitationelle
HVC’s – Interaction HVC’s – Interaction gravitationellegravitationelle
Survey HIPASS – Parkes multibeamSurvey HIPASS – Parkes multibeam
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic Fountain
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic Fountain
• 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.
• 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.
Karl DDKarl DD
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s – Masses & HVC’s – Masses & DimensionsDimensions
HVC’s – Masses & HVC’s – Masses & DimensionsDimensions
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - Distances
• Complexes importants: étoiles du halo via spectres en absorption
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - Distances
Émission H
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Composante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la GalaxieComposante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la Galaxie
Distribution CO
Diagramme LV
Dame, Hartmann & Thaddeus 2001
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Composante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la GalaxieComposante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la Galaxie
Comparaison avec une image optique des nuages CO pour r < 2.5 kpc (10 < v < 35 km/s)
Comparaison avec une image optique des nuages CO pour r < 2.5 kpc (10 < v < 35 km/s)
Dame, Hartmann & Thaddeus 2001Dame, Hartmann & Thaddeus 2001
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Composante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la GalaxieComposante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la Galaxie
• Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté
• Hypothèse: I100m(FIR) trace Igaz (total)
• IH2 ~ I100m(FIR) - IHI
• Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté
• Hypothèse: I100m(FIR) trace Igaz (total)
• IH2 ~ I100m(FIR) - IHI
Dame, Hartmann & Thaddeus 2001
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Composante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la GalaxieComposante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie 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
• Comparaison de ICO avec la prédiction basée sur FIR et HI
• X = H2/WCO =
1.8 x 1020 cm-
2
Dame, Hartmann & Thaddeus 2001
Dame, Hartmann & Thaddeus 2001
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Composante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la GalaxieComposante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie 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
• 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
Dame, Hartmann & Thaddeus 2001
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Composante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la GalaxieComposante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la Galaxie
• Distribution radiale:Grande
concentration au centre
Trou à R ~ 2 kpcAnneau moléculaire
entre 4 & 8 kpcDécroissance
~ exponentielle pour R > 5 kpc
• Distribution radiale:Grande
concentration au centre
Trou à R ~ 2 kpcAnneau moléculaire
entre 4 & 8 kpcDécroissance
~ exponentielle pour R > 5 kpc
Gordon & Burton 1976Gordon & Burton 1976
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
HH22 – Distribution en z et – Distribution en z et zz
HH22 – Distribution en z et – Distribution en z et zz
• 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 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 & g 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: g ~ 8 km s-1 & hg ~ 75 pc (légère augmentation avec R)
• 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 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 & g 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: g ~ 8 km s-1 & hg ~ 75 pc (légère augmentation avec R)
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Composantes ISMComposantes ISMComposantes ISMComposantes ISM
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HI
• CO plus concentré au centre
• zCO < zHI
• RCO(max) < RHI(max)
• CO plus concentré au centre
• zCO < zHI
• RCO(max) < RHI(max)
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HI
• H2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc
• HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc
• H2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc
• HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc
Gordon & Burton 1976Gordon & Burton 1976
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution 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 g, même flaring et même warp que le HI
• HI dans un disque et H2 en nuages (GMC) ~ 106 Msol
• 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 g, même flaring et même warp que le HI
• HI dans un disque et H2 en nuages (GMC) ~ 106 Msol
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Distribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HI
M 83
anneau
centre