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Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 6: Halo: Amas globulaires Étoiles du halo Formation du halo.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 6: Halo: Amas globulaires Étoiles du halo Formation du halo Masse du halo Cours 6: Halo: Amas globulaires Étoiles du halo Formation du halo Masse du halo

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Restes fossiles de processus violents à lère protogalactique (Peebles & Dicke 1968 & ELS 1962) Les amas globulaires viendraient de nuages de gaz liés gravitationnellement avant que les galaxies se forment Les théories cosmologiques actuelles (ex.: CDM) prédisent que les premières structures à se former seraient des nuages de gaz (dans le potentiel des halos sombres) avec des masses semblables aux amas globulaires Ce sont dailleurs les structures les plus vieilles que lon connait.

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Principales caractéristiques: Nb détoiles: 10 4 – 10 6 étoiles Densité centrale: 10 3 – 10 4 M sol pc -3 Nombre ~ 150 autour de la MW avec ~20% à quelques kpc du GC Seulement ~2% de la lumière et de la masse stellaire du halo GC les plus vieux ~13 +/- 2.5 Ga dans le halo externe (près des limites inférieures de lâge de lUnivers)

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Les âges des plus vieux GCs du halo interne et externe, du LMC, dSphs Fornax et Sagittarius sont très semblables ~ +/- 1Ga Cela signifie que le processus de formation des GCs a été très bien synchronisé dans un volume centré sur la galaxie de rayon > 100 kpc Les GCs sont plus vieux que les étoiles les plus vieilles du disque (ex.: WD & RG évoluées) Les GCs sont plus pauvres en métaux que la lumière sous- jacente du halo dans toutes les galaxies et à tous rayons.

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Distribution, cinématique & métallicité – il existe 2 populations: Metal-poor [Fe/H] < -0.8, population du halo, tourne lentement & distribution sphérique Metal-rich [Fe/H] > -0.8, population du disque, tourne rapidement & distribution aplatie Zinn 1985

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Zinn 1985 Proche ~ 2.6 kpc |Z| < 3.2 kpc

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Zinn 1985

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Zinn 1985

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Mackey & van den Berg 2005

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Mackey & Gilmore 2004

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Mackey & van den Berg 2005

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires GCs MW vs M31 (Harris & Pudritz 1994)

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Harris 1991

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Kormendy, webpage Séminaire GC vs dSph: YD

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Il est possible que certains amas globulaires se forment lors de mergers. Ceci pourrait expliquer: La population de GCs du disque Les amas jeunes des nuages de Magellan Lexcès damas autour delliptiques (produits de mergers) p/r aux spirales de même luminosité Le nombre anormalement grand de GCs autour de certaines galaxies (ex.: M87) au centre damas M 87

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires NGC 1275 (HST) M V ~ -12 à -14 Bleu (V – R) < 0.3 M GCs ~ 10 5 – 10 8 M sol Merger de NGC 1275 ~ 10 8 années Holtzman et al. 1992

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires NGC HST Whitmore et al. 1993

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires Whitmore et al ~ -13

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Amas globulaires vs étoiles du Halo Carney 1993 Peut-être quau moins une partie des étoiles du halo sont des GCs évaporés Agree within errors but field stars not isotropic

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo Saha 1985

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo Suntzeff, Kinman & Kraft 1991 Gradient 0 < R < 10 kpc Constant R > 10 kpc

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo Suntzeff, Kinman & Kraft 1991 Clairement, le amas globulaires sont plus pauvres en métaux et donc plus vieux.

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo Caractéristiques du halo à partir des étoiles HB: (r) ~ r -3.5 (r < 25 kpc) – comme les GCs L V /L Sol ~ 4 x 10 7 (avec M/L V ~ 2.5 – GCs) M halo ~ 1 x 10 8 M sol R ~ 135, ~ 105, z ~ 90 km s -1

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo a)BHB, r < 5kpc b)BHB, r > 5kpc c)Étoiles avec rotation faible dans lenvironnement solaire d)112 RRLyrae (open) & 36 GCs (hatched) avec 8 < R GC < 30 kpc e)Thin & thick disk (Ratnatunga & Freeman 1989) Kinman, Suntzeff & Kraft 1994

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo Sélection par grand mouvement propre: pcq les étoiles du halo vont avoir de grandes V hel pcq sur des orbites très différentes du Soleil Carney et al. 1996

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo 2 populations: 1.Metal-poor & dynamically hot (pas de correlation) 2.Metal-rich & dynamically cool (disk-like) (corrélation) Carney et al. 1996

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo Carney et al. 1996

29 Faculté des arts et des sciences Département de physique Étoiles du halo Carney et al Halo Thick disk

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique Origine du halo Hyp.: les structures stellaires qui sétendent jusquà x100 kpc consistent détoiles arrachées lors des nombreux mergers qui caractérisent la formation hiérarchique des galaxies Les halos lumineux externes devraient apparaitre comme des excès de lumière au dessus de lextrapolation du profil interne de la galaxie. Densité: ~ r -3 (disk edge) & ~ r -4 (tidal radius) – moy: ~ r -3.5 Semblable aux GCs, ce qui suggère une origine semblable Halos lumineux devraient avoir une forme semblable au halo sombre La plupart des étoiles du halo se sont formées dans des progéniteurs qui ont mergés avec la galaxie centrale Abadi, Navarro & Steinmetz 2006

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Origine du halo Galaxie simulée à z=0 Masse pour r < r viriel Étoiles: Bleu 0.0 < âge < 2.5 Ga mauve-vert-jaune Rouge 10 < âge < 15 Ga Cercle externe = R viriel Cercle interne = R lum Abadi, Navarro & Steinmetz 2006

32 Faculté des arts et des sciences Département de physique Origine du halo Kennicutt g = HI + H 2 ~ 10 ~ 1

33 Faculté des arts et des sciences Département de physique Origine du halo Les étoiles du halo ne peuvent pas sêtre formées in situ pcq la densité du gaz était dessous le treshold pour la SF Elles ont été éjectées de protogalaxies pendant les mergers qui ont caractérisés lassemblage des galaxies pendant lamoncellement hiérarchique de lUnivers Kennicutt 1989

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique Origine du halo Sackett et al. 1994

35 Faculté des arts et des sciences Département de physique Origine du halo Zibetti & Ferguson 2004 HDF, z=0.32 m ~ 30 mag arcsec -2 Couleur rouge avec I ~ R -2.6

36 Faculté des arts et des sciences Département de physique Masse du halo (sombre) Distribution de vitesses isotropes + 10 objets kpc M ~ 2.4 +/- 1 x M sol R halo > 50 kpc =1 : orbites radiales =1/2 orbites isotropes Little & Tremaine 1987 séminaire

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique Masse du halo (mass MW + M31) Masse de la paire M31- MW = 2.5 +/- 0.7 x M sol H 0 = 74 +/- 4 km s -1 Mpc -1 LG = 39 km s -1 R bs = 2.3 Mpc Turn-around radius Karachentsev et al. 2002


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