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Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 9: Formation et évolution de la Galaxie.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 9: Formation et évolution de la Galaxie

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie Observations des propriétés (cinématique, métallicité, …) des différentes composantes (bulbe, disque – mince & épais, halo) devraient nous permettre de reconstituer lhistoire de formation de la Galaxie: 1.Collapse monolithique (ELS 1962) 2.Amoncellement hiérarchique (petits building blocks et évolution via mergers)

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collapse monolithique ELS (1962) a eu beaucoup dinfluence pendant 25 ans 1 ière observation: les étoiles à hautes vitesses (high-velocity stars) près du Soleil sont pauvres en métaux (metal-poor) ELS suggère un temps de formation rapide ~10 8 a. ELS 1962

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collapse monolithique ELS ont montré que les excentricités (e), les énergies doscillation verticale E z et les moments angulaires L z sont corrélés avec la métallicité. Quand la métallicité décroit, e et E z augmentent, alors que L z diminue. ELS en conclut que la MW a eu une histoire de formation violente et rapide et que la majorité des étoiles de faible métallicité ne pouvaient avoir été formées dans un disque supporté par la rotation. ELS 1962

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collapse monolithique E z, e et L z sont des « invariants adiabatiques », cest- à-dire que leurs valeurs pour une étoile donnée changent peu si le potentiel dans lequel létoile se déplace change lentement. Donc, soit que les étoiles de faible métallicité se sont formées sur des orbites ayant de grands e, ou le potentiel de la MW a changé rapidement à une certaine époque depuis leur formation. Dans le premier cas, les étoiles nont pu être formées dans un disque supporté par la rotation, et dans le deuxième cas la MW a eu une histoire violente.

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collapse monolithique (scénario de formation) La Galaxie se forme à partir dun nuage protogalactique en rotation, approximativement sphérique Initialement, ce nuage est pauvre en métaux et approximativement en chute libre Alors quil se contracte, sa rotation augmente pour conserver le moment angulaire et il y a condensation de ce qui va donner les étoiles les plus pauvres en métaux et les amas globulaires du halo Les orbites excentriques actuelles de ces objets sont une conséquence directe de la chute libre du nuage protogalactique La formation des amas globulaires provient de la rapidité de leffondrement

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collapse monolithique (scénario de formation) Les SNes augmentent la métallicité du nuage pendant son effondrement Après avoir diminué en rayon dun facteur ~10, le nuage devient riche en métaux (metal-rich) et sapplatit dans un disque supporté par la rotation. A ce point, la formation du disque a commencé et la Galaxie se stabilise près de sa configuration actuelle

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Collapse monolithique Problème: ELS prédisent que tous les amas globulaires devraient être pauvres en métaux. Searle & Zinn (1977) montrent que la distribution en métallicité des amas globulaires est large: de metal-poor à solaire et même plus. Cette observation est attendue si le halo se forme à partir de fragments indépendants de ~10 8 M sol, qui évoluent indépendamment les uns des autres La métallicité dun fragment est dépendant du nombre dépisodes de SF avant que les SNes évacuent le gaz On peut dire maintenant que le scénario ELS nest plus adéquat pour décrire les observations Zinn 1985

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amoncellement hiérarchique Modèle de formation se situe dans le cadre dune cosmologie CDM avec ( m, ) = (0.3, 0.7) Le domaine de redshifts (z <6) des sources discrètes en cosmologie observationnelle correspond bien aux composantes galactiques les plus vieilles. Formation plus lente que ELS Disque – z ~ 2 – 10 Ga Halo – z > 4 – 13 Ga ~ 3 Ga

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amoncellement hiérarchique Depuis le papier de ELS (1962), les simulations N-corps deffondrement dans un Univers en expansion ont beaucoup influencé notre conception de la formation des galaxies Dans ces simulations, les systèmes stellaires se fusionnent continuellement avec des plus grands Alors que les fragments se fusionnent, le potentiel de la galaxie en formation est loin dêtre axisymmétrique et le moment angulaire des étoiles individuelles est loin dêtre conservé, contrairement à lhypothèse dELS Steinmetz, webpage

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amoncellement hiérarchique Galaxie mature Galaxie jeune Galaxie en formation HDF

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amoncellement hiérarchique Galaxie jeune

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amoncellement hiérarchique + mergers Interaction & mergers vont comme (1+z) 4 Interaction & mergers très importants dans le passé Aujourdhui: évolution séculaire plus important

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Hierarchical clustering

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution de la Galaxie Kormendy webpage Important à petit z t ~ t 0 Important à grand z t >> t 0

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie Ce serait cependant une erreur de conclure que des galaxies comme la MW se forment simplement par le merging de systèmes stellaires pré-existants: oPeut importe lhistoire du halo, le disque ne peut pas se former par mergers (voir simulations – mergers -> elliptique) oIl est peu probable que les étoiles du disque épais et les amas globulaires du disque se soient formés à lextérieur de la MW (scénario mergers) oLes scénarios de formation du bulge sont aussi incertains (secular evolution via barre)

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie Des objets ressemblant à des amas globulaires jeunes se sont formés récemment dans le LMC On sait que le LMC tombe vers la MW et sera éventuellement absorbé par la Galaxie Lorsque le LMC sera absorbé, ses amas globulaires deviendront des amas globulaires de la Galaxie Est-ce que tous les amas globulaires de la MW proviennent du bris de galaxies de faible luminosité comme le LMC ? Cest incertain mais il y a des évidences pour que ce soit le cas pour les amas globulaires et les étoiles du halo

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie Aussitôt que le MIS va sêtre refroidi à < 10 4 K il va tomber dans le puits de potentiel de la MW et former un disque supporté par la rotation A mesure que le gaz saccumule, il deviendra éventuellement instable gravitationnellement et formera des étoiles Les étoiles vont se former à partir des nuages les plus denses qui se déplacent sur des orbites presque circulaires On sattend donc que les observations confirment que les étoiles se forment dans le plan avec des orbites quasi circulaires Des perturbations vont graduellement épaissir le disque

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie Un modèle généralement accepté pour lorigine du thick disk est laccrétion de systèmes stellaires de faible luminosité par la MW Lorsquil tombe sur la Galaxie, il convertit un thin disk en un thick disk Le gaz restant retombe vers le plan et reforme un thin disk Ceci serait arrivé il y a environ 10 Ga (ex.: Sagittarius) Quinn & Goodman 1986

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie Il y a des évidences pour que les amas globulaires du disque se soient formés lorsque le disque était perturbé (Zepf & Ashman 1993) Il est possible quils se soient formés à partir du disque gazeux de la galaxie lorsquun satellite est tombé sur le disque Ceci expliquerait pourquoi les abondances des amas globulaires sont autour de la valeur caractéristique du thick disk [Fe/H] ~ -0.6 On a vu quil y a une similitude entre les paramètres du thick disk et ceux du système damas globulaires du disque Est-ce que cette similitude suppose une origine physique similaire ?

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de la Galaxie preuve de laccrétion bar strengths Observé Masse doublée en 10 Ga Pas daccrétion Combes et al.

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Scénario dévolution de la Galaxie ( CDM + HC) Peu après le Big Bang, la matière sombre froide a commencé à attirer les baryons dans les fluctuations locales de densité Les premières étoiles se sont formées après le collapse initial des premiers nuages moléculaires primordiaux Ces étoiles produisent lépoque de réionisation Les premiers proto-nuages reconnaissables (peut- être avec le SKA) ont commencé à sassembler à cette époque. Peu après le Big Bang, la matière sombre froide a commencé à attirer les baryons dans les fluctuations locales de densité Les premières étoiles se sont formées après le collapse initial des premiers nuages moléculaires primordiaux Ces étoiles produisent lépoque de réionisation Les premiers proto-nuages reconnaissables (peut- être avec le SKA) ont commencé à sassembler à cette époque.

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Scénario dévolution de la Galaxie ( CDM + HC) Dans le contexte CDM, le halo sombre de la Galaxie se forme en premier Dans certaines galaxies, les premiers épisodes daccrétion de gaz forment le bulbe, le trou noir central, les premières étoiles du halo et les amas globulaires Dans la Galaxie, le petit bulbe peut sêtre formé plus tard à partir détoiles du disque interne (évolution séculaire) Dans le contexte CDM, le halo sombre de la Galaxie se forme en premier Dans certaines galaxies, les premiers épisodes daccrétion de gaz forment le bulbe, le trou noir central, les premières étoiles du halo et les amas globulaires Dans la Galaxie, le petit bulbe peut sêtre formé plus tard à partir détoiles du disque interne (évolution séculaire)

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique Scénario dévolution de la Galaxie ( CDM + HC) Les premiers stages de lévolution de la Galaxie ont été marqués par des événements dynamiques violents (ex.: accrétion), ce qui a amené les très grandes densités centrales des amas globulaires et peut-être la relation masse du trou noir – dispersion stellaire du bulbe Cette étape est appelée lAge dor. Elle précède la phase vers z~1 où lactivité de formation détoiles et daccrétion du disque étaient à leur maximum SPR z Madau plot

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique Scénario dévolution de la Galaxie ( CDM + HC) A lAge dor, il y avait un fort gradient dabondance du bulbe jusquau halo lointain Lenrichissement en métaux a été rapide dans le cœur de la Galaxie, de sorte quà z~1, la métallicité moyenne était aussi élevée que [Fe/H] ~ -1 ou plus On peut ainsi comprendre pourquoi le bulbe stellaire interne que lon observe aujourdhui est à la fois vieux et modérément riche en métaux Les premières étoiles du halo ([Fe/H] ~ -5 à -2.5) se sont formées dans un plus grand volume et datent des phases initiales du proto- nuage Les amas globulaires se sont formés dans un volume similaire à partir dinteractions violentes du gaz ([Fe/H] ~ -2.5 à -1.5) Plusieurs des étoiles du halo et des amas globulaires sont les restants de galaxies satellites qui ont eu des évolutions chimiques indépendantes avant dêtre accrétés par la Galaxie

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique Scénario dévolution de la Galaxie ( CDM + HC) Létendue en [Fe/H] et la distribution relative des éléments chimiques est un diagnostic important de lévolution de chaque composante de la MW Si la IMF est constante, les abondances moyennes des différentes composantes donne une indication grossière du nombre dévénements denrichissement dus aux SNs, avant leur formation Pour un volume de gaz donné dans un système fermé: oSeulement quelques SNs sont nécessaires pour avoir [Fe/H] ~ -3.0 o30 à 100 SNs pour [Fe/H] ~ -1.5 o~1000 pour avoir une abondance solaire

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique Meilleure détermination des âges (Lineweaver 1999; Efstathiou 2002) Halo galactique & amas globulaires: /- 0.5 Ga (Lineweaver 1999) Disque mince: 8.7 +/- 0.4 Ga Big Bang ( = 0.7; m = 0.3): 14 Ga Age absolue des étoiles les plus vieilles à +/- 2 Ga (z=6 à z=2) !

29 Faculté des arts et des sciences Département de physique La fonction de luminosité des naines blanches dans le disque proche Legget et al 1998 age = 9 Ga Age du disque

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution chimique de la Galaxie Les abondances des étoiles donnent de précieuses informations sur lévolution de la Galaxie (malgré lerreur +/- 2 Ga sur les âges) Rappel: seul H et He (un peu de Li) sont primordiaux – reste: nucléosynthèse Définition: Donc, [Fe/H] = -2 signifie Fe est 1/100 solaire

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution chimique de la Galaxie Dans la MW, le gaz se transforme en * - H & He produisent des éléments lourds retournés à lISM par des vents et à la fin de leur vie (une partie demeure emprisonnée dans le cadavre stellaire) Donc, labondance chimique devrait évoluer avec le temps. Sans infall, les abondances devraient augmenter Relation âge – métallicité existe mais avec beaucoup de dispersion Nordstrom et al. 2005

32 Faculté des arts et des sciences Département de physique 118 km s -1 M31 Milky Way La masse stellaire est ~6 x M sol, donc le rapport M dark /M * ~ 20 M31 et la MW sapprochent À 118 km s -1. Leur separation est ~ 750 kpc (Kahn & Woltjer 1959) Pour atteindre cette vitesse dapproche depuis leur formation signifie que la masse totale de la MW est au moins 13 x M sol. Le halo sombre a r h ~ 150 kpc, beaucoup plus que le rayon du disque ~ 20 kpc Futur de la Galaxie

33 Faculté des arts et des sciences Département de physique Futur de la Galaxie La MW a et va continuer dabsorber les petites galaxies elliptiques de son environnement. Présentement, la MW est en train de déchiqueter le LMC et Sagittarius. Dans ~6 Ga, la MW et Andromède vont entrer en collision. La MW et Andromède sont 2 spirales et le résultat du merger sera une elliptique géante. Dubinski, CITA webpage

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique Jumeau de la Voie Lactée NGC 891


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