Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 2: Bulbe.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 2: Bulbe

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

4 Faculté des arts et des sciences Unbarred and Barred Galaxies M100 (Sbc) M109 (SBbc) (NOAO) (Malin) Unbarred and barred galaxies

5 Faculté des arts et des sciences G.C. l v 0 v gas (Binney & Merrifield 1998) Modelling l – v Diagrams (Hartmann 1998)

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Une barre dans la barre Alard 2001

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation du bulbe Le bulbe sest formé 12.5 < t form < 9 Gy Formation par scénario ELS t form ~ 12.5 Gy Formation par secular evolution t form ~ 9 Gy Freeman & Bland-Hawthorn 2002

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation du bulbe Évolution séculaire Galaxie barrée Matière tombant sur le bulbe Formation détoiles

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation du bulbe – NGC 1097

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation du bulbe Kormendy 2004

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation du bulbe M31 ?

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation du bulbe Freeman & Bland-Hawthorn 2002

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Photométrie de surface Bulbe ne suit pas la loi r 1/4 de deVauc. Bulbe suit une loi exponentielle, mais pas jusquau centre

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Photométrie de surface Kent, Dame & Fazio 1991 – Spacelab IR telescope

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

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de métallicité Létude de la distribution de métallicité devrait nous permettre de déterminer lâge 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 Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de métallicité Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0 Beaucoup plus détoiles avec [Fe/H] > 0.0 que les autres études Sadler et al. 1996

21 Faculté des arts et des sciences 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de métallicité Implications: 1.Le bulbe a subi un enrichissement chimique rapide jusquà des abondances solaires et plus très tôt dans lévolution de la Galaxie 2.La majorité des étoiles du bulbe se sont formées à peu près en même temps comme les amas globulaires du halo 3.Pas plus de 10% de la population du bulbe peut être représentée par des étoiles dâges intermédiaires

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de métallicité Zoccali et al. 2003 (haut): CMD SOFI – NTT (bas) CMD – 2MASS a)CMD, champ complet b)CMD, champ du disque à 30 o c)CMD bulbe décontaminé d)CMD étoiles soustraites (disque)

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de métallicité (gauche-haut) CMD de lamas globulaire du bulbe NGC 6553 (gauche-bas) MD pour MK > -4.5 (ombragé) [Fe/H] = -0.1 = 0.1 (bas) MD de Zoccali et al. comparée aux autres études

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de métallicité Conclusions (Zoccali et al. 2003) 1.Pas de trace de populations stellaires plus jeunes 2.La métallicité du bulbe pique près de la valeur solaire 3.Il y a une coupure abrupte pour [Fe/H] > 0 4.Une plus grande queue à faible métallicité [Fe/H] < -1

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de métallicité Conclusions (Zoccali et al. 2006) 1.Formation du bulbe plus rapide que celle du disque 2.Les * les plus riches sont les dernières formées, âges correspond à lépuisement du MIS 3.Une période de formation rapide est nécessaire pour expliquer ce résultat 4.Formation < 1G

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique Abondance du bulbe Comme on a vu quil y a un gradient dabondance dans le halo, il y a aussi un gradient dabondance dans le bulbe Ce nest pas une population homogène Minniti et al 1995 Zoccali et al. 2002

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique LF & SED

29 Faculté des arts et des sciences Département de physique Age du bulbe Age = 13 +/- 3 Gyr (NGC 6528)

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique Cinématique du bulbe A cause de la très grande extinction dans la direction du bulbe, on se doit de travailler: 1.Soit dans les fenêtres de faible extinction comme les Baades windows 2.Soit de travailler en IR ou en radio Pour la détermination des vitesses, il y a une structure spectrale en absorption à 2.3 m produite par le CO qui a un sharp edge du côté bleu Sellgren et al. 1990

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Cinématique du bulbe V rot < 15 km/sec pour r < 2.3 pc 70 < los < 125 km/sec pour 0.6 < r < 2.3 pc los = cste ~ 125 km/sec pour r < 0.6 pc M/L K augmente vers le centre - implique une masse sombre de 5.5 ±1.5 x 10 6 M sol Sellgren et al. 1990 2.3 pc0.6 pc Dominé par lamas détoiles central Dominé par lamas détoiles central

32 Faculté des arts et des sciences Département de physique Cinématique du bulbe Point le plus central – los ~ 153 +/-17 km/sec, soit x2 los (Sellgren) ~ 70 km/sec à ~2 pc Explication: Sellgren – cinématique de lamas central différent cinématique du bulbe - Blum Blum et al. 1995

33 Faculté des arts et des sciences Département de physique Cinématique du bulbe 192 géantes K riches [Fe/H] > -1 – bulbe = 66 +/- 5 km/s = 71 +/- 4 km/s 31 géantes K pauvres [Fe/H] = -6 +/- 20 km/s = 113 +/- 14 km/s Minniti 1996 bulbe halo Halo pas de rotation Bulbe rotation

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique Centre galactique (optique)

35 Faculté des arts et des sciences Département de physique Centre galactique (IR) Images IRAS des régions centrales de la Galaxie. Le champ est ~50° en longitude le long de léquateur galactique. Lémission IR est principalement due à de la poussière chauffée par les étoiles environnantes.

36 Faculté des arts et des sciences Département de physique Centre galactique (radio – 90cm - VLA)

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique Centre galactique Région particulière: à lintérieur de quelques années-lumière, on retrouve 10000 étoiles formant un amas dense & un trou noir denviron 10 6 M sol Image HKL du centre galactique. Le TN central est près du centre de la boite.

38 Faculté des arts et des sciences Département de physique Centre galactique Régions centrales (~0.3 pc) en IR (1.6, 2.2 and 3.8 m). 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 10 6 années.

39 Faculté des arts et des sciences Département de physique Centre galactique (dynamique) Mvts propres autour de Sgr A* Correction pour le mvt du Soleil

40 Faculté des arts et des sciences Département de physique Centre galactique (dynamique) De lastrométrie, 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 dune masse centrale. A partir de la forme des orbites, la distance Terre- Sgr A* et la masse de Sgr A* peuvent être calculées.

41 Faculté des arts et des sciences Département de physique Trou noir central de la MW

42 Faculté des arts et des sciences 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 10 6 M sol [R 0 /(8 kpc)] 3 Schödel et al. 2003 Masse(BH) = 3.3 +/- 0.7 x 10 6 M sol [R 0 /(8 kpc)] 3

43 Faculté des arts et des sciences Département de physique Emission radio de Sgr A* Image radio à 20cm montrant les filaments à grande échelle dus à lémission synchrotron le long des lignes de champs magnétiques

44 Faculté des arts et des sciences Département de physique Emission radio de Sgr A* Dimension de Sagittarius A* mesurée en VLBI à différentes longueurs donde

45 Faculté des arts et des sciences 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 lhorizon du TN central. La source radio a une dimension denviron 1 UA. Pour un observateur sur la Terre, lhorizon du TN à la position du Soleil aurait 40 fois son diamètre. Orbite de la TerreOrbite de la Mars

46 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ionized gas H92 près de Sgr A* Close up de Sgr A*, montrant la mini spirale de gaz ionisé (H92 – radio emission line – Liszt 2003), tombant ou tournant autour du centre. Le point brillant est Sgr A*, site du TN central.

47 Faculté des arts et des sciences Département de physique Emission X (Chandra) de Sgr A*

48 Faculté des arts et des sciences Département de physique Flare proche-IR du TN central Le 9 mai 2003, pendant des observations de routine de lamas détoiles au CG à 1.7 m 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 dun facteur 5-6 et est revenu au flux initial en ~30 minutes. Le flare sest 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 Faculté des arts et des sciences Département de physique Flare proche-IR du TN central Genzel et al. 2003 peut-être émis par du gaz du disque daccrétion spiralant vers le TN à lintérieur de la dernière orbite stable autour du trou noir

50 Faculté des arts et des sciences 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.