Soutenance de thèse Pascal Girard

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1 Soutenance de thèse Pascal Girard
Etude des propriétés chimiques des composantes cinématiques du disque galactique. Méthode de détermination automatique des paramètres stellaires. Intro thèse Directrice de thèse : C. Soubiran Allocataire de recherche Moniteur à Bordeaux décembre 2006

2 Plan de la soutenance Contexte général
Compilation et analyse des propriétés chimiques du disque Le code TGMETméthode de détermination automatique Application à un grand échantillon de spectres stellaires Conclusions et perspectives Contexte général: description générale, pop stellaires, hypothèse formation, et les raisons qui vont amener au 2eme point de cette présentation…

3 Description générale de la galaxie

4 Les populations stellaires
Elles peuvent se caractériser par leur : distribution spatiale distribution cinématique composition chimique Leurs propriétés nous renseignent sur : Les mécanismes de la formation de la Voie lactée (Effondrement de nuages de gaz, mergers…) et son évolution au cours du temps (Taux de formation stellaire, enrichissement du milieu interstellaire…) Le transp suivant parler des elements chimiques Parler de SFR, ISM, MIS… Parler SNII, SNIa?, trouver un graphe? Je crois pas

5 Les populations stellaires
Distribution spatiale : Distribution cinématique Composition chimique Échelle de hauteur & longueur, densité W  au plan galactique Ellipsoïde des vitesses : <(U,V,W)> et U,V,W U Disque: echelle de H et L. Cine: par rapport au repere local standard , Ellipsoide des vitesses val moyenne et dispersion des vitesses… Fe/H valeur rapportees au soleil en log A/Fe faire une phrase pour expliquer vers centre galactique V [Fe/H], [/Fe] sens de rotation galactique Vitesses par rapport au LSR

6 Formation des éléments chimiques
Les éléments du pic du Fer Etoiles de faible masse (longue durée de vie, qques Ga) Explosion de supernovae de type Ia : SN Ia Fe, Cr, Ni, Zn, Co… Les éléments  Etoiles massives (courte durée de vie, qques centaines de Ma) Capture de particules , supernovae de type II : SN II O, Mg, Si, Ca, Ti… SNIa: etoiles naines a longue durée de vie, kkes milliards d’annees SnII: etoiles massives, duree courte, kkes centines de millions d’annees Particules alpha : noyeau d’Helium Les rapports d’abondances nous renseignent sur la chronologie des évènements pendant la formation de la Voie Lactée

7 Les mesures d’abondances
Les méthodes classiques, primaires : Basées sur la mesure des largeurs équivalentes des raies Limitées aux spectres à haute résolution et haut S/N : temps de pose long Ne permettent pas d’analyser de grands volumes de spectres Nécessité de mettre au point des méthodes automatiques Les méthodes automatiques, secondaires : Traiter de très grands volumes de spectres Possibilité de traiter des spectres à basse résolution Sondage plus profond Temps de pose long… Les méthodes automatiques sont calibrées avec les méthodes classiques Les méthodes primaires et secondaires sont complémentaires

8 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le disque mince Le disque épais Le halo Les « Moving groups »

9 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le disque mince Orbites circulaires et aplaties. Vitesse de rotation moyenne proche de celle du Soleil (V ~ 220 km/s). Distribution de l’âge mal connue, très étendue, jusqu’à 8 Ga Métallicité moyenne [Fe/H] ~ 0.0 dex Dispersion des vitesses Majorité des etoiles sont dans ce disque disque mince bulbe

10 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le disque épais Mise en évidence par Gilmore & Reid (1983) Vitesse de rotation inférieure à celle du disque mince (V ~ 170 km/s) Métallicité moyenne : -0.7 ≤ [Fe/H] ≤ -0.5 dex Age moyen estimé à ~ 10 Ga. Enrichissement en éléments  Idem, raccourcir, idée de graphe? 10 a 20% en masse du disque epais disque épais

11 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le halo Orbites inclinées, excentriques. Pas de mouvement d’ensemble cohérent Faible densité d’étoiles par rapport au disque. Métallicité moyenne de [Fe/H] ~ -1.5 dex Etoiles vieilles, âge > 12 Ga. Enrichissement en éléments  Idem, halo

12 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Les « moving groups » (courants d’étoiles) Origines dynamique ou extra-galactique Le courant d’Hercule : (Famaey et al. 2004) Cinématique intermédiaire aux deux disques Confusion possible avec des étoiles des disques mince et épais Large éventail d’âge et de métallicité La barre galactique centrale serait à l’origine de ce courant (Famaey et al. 2004) Idem + Figure famaey.ps dans bureau/these2/JPEG Dire que le disque mince n’est pas si homogène, sous-structures

13 Hypothèses de la formation du disque galactique
Effondrement, plus ou moins rapide, du nuage proto-galactique (ELS, Sandage 1990, Larson 1976…) Le disque épais se forme en premier, le disque mince ensuite Ne prédit pas de discontinuité dans la cinématique des composantes

14 Hypothèses de la formation du disque galactique
Diffusion cinématique des orbites des étoiles du disque mince (Norris 1987) Le disque épais se forme à partir du disque mince Ne prédit pas de discontinuité dans les propriétés chimiques La séparation cinématique observée est beaucoup plus importante

15 Hypothèses de la formation du disque galactique
Chauffage du disque mince par des mergers avec des galaxies satellites naines (Quinn et al 1993, Abadi et al. 2003…) Dispersion imp des abonds Le disque mince se forme en premier Le disque épais est un mélange de débris de galaxies satellites et d’étoiles du disque mince Les étoiles des galaxies naines ne montrent pas d’enrichissement en 

16 Hypothèses de la formation du disque galactique
Accrétion de structures riches en gaz, formation hiérarchique (Brook et al. 2004, 2005, 2006) Pas de débris de galaxies satellites, le disque épais se forme en premier Plus de détails car c un scenario valable De plus dire que ce sont des simus numeriques Prédiction d’une séparation chimique et cinématique Cependant, il faut plus de prédictions à confronter aux observations

17 Remarques sur les études précédentes
Etudes basées sur de faibles échantillons Pas vraiment représentatif Critères de sélection des échantillons très variés Entraîne des résultats contradictoires ou incertains Méthodes de détermination des abondances sont variées Effet systématiques entre les études Le courant d’Hercule n’est pas considéré Effets systématiques possibles Criteres et echantillons lies Compiler et re-analyser des données existantes

18 Construction d’un catalogue
Compilation et homogénéisation de listes d’étoiles avec des abondances détaillées : Fe, O, Mg, Ca, Ti, Si, Na, Ni et Al Croisement avec le catalogue Hipparcos : p >10 mas et sp / p < 0.10 Compilation des vitesses radiales, calcul des vitesses spatiales et des paramètres orbitaux 1 seul transparent. FAIT, OK Identification des composantes cinématiques Un catalogue final de ~ 650 étoiles.

19 Identification des composantes cinématiques
Représentation dans le plan UV : W  au plan galactique Soubiran & Girard , A&A, 2005 U V Parler des trois composantes ? UVW schema ? vers centre galactique sens de rotation galactique Contamination des étoiles du courant d’Hercule dans le disque épais

20 Rapports d’abondances : Les éléments 
~ dex Soubiran & Girard , A&A, 2005 La remontée a haute metallicité dans le disque mince : autre groupe d’étoiles comme le super cluster des Hyades pleiades, originaire d’un nuage perturbé gravitationellement

21 Rapports d’abondances :
Ni : Distribution plate pour les 3 populations. Al : Distribution similaire au éléments . Ni et Fe en meme proportions !!! Pas quantites

22 Age des étoiles de chaque population
Dire que l’AMR dans le disque mince est un sujet ouvert… Dire comment les ages ont ete obtenus :methode bayesienne de F.Pont et Eyer avec des isochrones theoriques (courbes theoriques basées sur des modeles d’evolution stellaire) Difficulte d obtenir les ages Peu de determination Disque mince : une relation Age-Métallicité (AMR) est visible. Disque épais: <age> = 9.6±0.3 Ga. Une AMR sur 2-3 Ga ? La grande dispersion observée pour le courant d’Hercule favorise son origine dynamique.

23 Recherche d’un gradient vertical dans le disque épais
Donne des contraintes sur les scénarios de formation : formation rapide du disque épais Titre: recherche d un gradient vertical Info sur scenario de formation Zmax vs [Fe/H] : Pas de gradient vertical. Etoiles avec [Fe/H] > -0.3 : Différentes du reste (Zmax est inhomogène, a est similaire au disque mince) .

24 Résultats Meilleures contraintes : Nouveaux faits :
Article publié : Soubiran & Girard, A&A, 2005 Meilleures contraintes : Une AMR dans le disque épais Pas de gradient vertical dans le disque épais. Nouveaux faits : Séparation DM/DE quantifiée : [/Fe]) = dex. Le disque épais est plus vieux de 4 Ga. Les propriétés du courant d’Hercule favorisent son hypothèse dynamique. Les étoiles du disque épais à haute métallicité ont des propriétés atypiques Consequence de l AMR

25 Prochaine étape Pour aller plus loin :
Sonder plus loin au dessus du plan galactique Traiter de grands volumes de données (ELODIE, SDSS…) Nécessité de mettre au point une méthode automatique de détermination des paramètres atmosphériques TGMET Notre catalogue de paramètres atmosphériques nous servira comme référence pour calibrer un tel programme

26 TGMETméthode Détermination de Teff, logg, [Fe/H] et [/Fe]
Adaptation de TGMET (Katz et al. 1998) Spectre observé (cible) est comparé avec des spectres de référence. Ajustement des  et des flux sur chaque spectre de référence Estimation du maximum de degré de ressemblance. OK Ajustement sur un petit intervalle spectral

27 TGMETspectres de références
Utilisation d’une grille de spectres synthétiques (Barbuy et al. 2003) Offre une bonne couverture de l’espace des paramètres 4000 ≤ Teff ≤ 7000 K 0.5 ≤ logg ≤ 5.0. -3.0 ≤ [Fe/H] ≤ +0,3 +0,0 ≤[/Fe] ≤+0,4. OK Variation du rapport [/Fe]

28 TGMETrésultats Détermination de la température effective : Teff
Testé à haute et à basse résolutions Détermination de la température effective : Teff R=42 000 rms : 130 K Expliquer que les tests pour savoir si cet effet est du a la grille de sp synthe n’ont pas pu aboutir par manque de temps, a savoir, de tester d’autres grilles de sp synthe.

29 TGMETrésultats Détermination de la métallicité : [Fe/H]
Testé à haute et à basse résolutions Détermination de la métallicité : [Fe/H] R=42 000 rms : 0,13 OK

30 TGMETrésultats Détermination du rapport [/Fe] :
Testé à haute et à basse résolutions Détermination du rapport [/Fe] : R=42 000 rms : 0,05 OK

31 TGMETapplication
~2000 spectres échelles ELODIE R=42000 Allure similaire à celle observée dans notre échantillon de référence : Chevauchement des deux disques Séparation disque mince/épais Ces etoiles ont des mesures hipparcos precises, pas de doute sur leur cinematique et orbites Le groupe a un Zmax plus petit et Rmean plus petit, a confirmer avec des observations Pente à [Fe/H] = -0.3 dex Un groupe d’étoiles du disque mince se distingue à [Fe/H] < -0.6 dex

32 TGMETconclusion Article soumis : Girard & Soubiran
~ 2000 spectres ELODIE analysés, R = Confirme les résultats de Soubiran & Girard (2005) Démontre l’efficacité de la méthode pour étudier les composantes cinématiques du disque galactique. Peut etre ajouter les graphes avec les etoiles du disque mince a > -1.0 dex Ouvre la perspective d’analyser de grands volumes de données spectroscopiques (ex : SDSS) Plus d’étoiles et sonder plus loin au dessus du plan galactique !

33 Bilan sur les relations cinématique-abondances
Graphe bilan des differents resultats de la literrature y compris les miens. SNII: etoiles massives, formations rapide ? Pas le temps pour SNIa SNIa enrichissement en Fer, diminution du rapport alpha Separation pas tjrs claire, etoile disque epais au dela de -0.3 pas claire et proche disque mince

34 Analyse des spectres du SDSS
Le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) : Observation d’un quart du ciel en photométrie et spectrométrie Informations relatives sur plus d’un milliard de galaxies et quasars Spectres à basse résolution, R ~ 2000, 381nm ≤  ≤ 910 nm Une fraction de l’échantillon sont des étoiles, le catalogue DR3 contient ~ étoiles S/N compris entre 4 et 20, 14 ≤ V ≤ 22 OK

35 Traitement des spectres
Pré-traitements effectués par Allende Prieto et al. (2006) Résolution R = 1000, 4400 ≤  ≤ 5500 Å Le domaine spectral coïncide avec celui des spectres synthétiques TGMET donne des résultats satisfaisants à cette résolution Sélection en couleur (g - r) Revient à faire une sélection en température : < Teff < K Concatener avec transp d’avant ? Environ spectres stellaires retenus et analysés.

36 Calibration avec les spectres ELODIE
Spectres dégradé a R=1000 Teff) = 139 K

37 Calibration avec les spectres ELODIE
Fe/H = 0.12 dex Virer logg et faire d abord TEFF pour expliquer la coupure puis montrer FEH ET ALPHA. /Fe = 0.06 dex

38 Analyse des étoiles du SDSS avec TGMET
Coordonnées spatiales, distances et vitesses de rotation obtenues par A06 halo z > + 8 kpc Disque épais z 1 < |z| < 3 kpc Dire qu une contamination est possible a identifier ensuite z < - 8 kpc halo

39 Sélection des échantillons représentatifs de chaque population stellaire
Distribution des étoiles G (5000<Teff<6000 K) et F (6000<Teff<7000 K) de l’échantillon (A06) : étoiles G étoiles F Etoiles F plus importantes, effet de selection : faible Fe/H donc Teff plus elevee. Les explications sur 85% et 99% trans d’avant. Dire kon selectionne etoiles G car peu de contamination Et halo avec G et F a z > 8kpc Faible contamination du halo dans l’échantillon d’étoiles G Disque épais : étoiles G avec 1 < |z| < 3 kpc Halo : étoiles G et F avec |z| > 8 kpc

40 Sélection des échantillons représentatifs de chaque population stellaire
[/Fe] en fonction de [Fe/H] : 1 : régime du halo [Fe/H] < dex G type 5000 K < Teff < 6000 K 1 < |z| < 3 kpc 2 : régime du disque épais - 1.2 < [Fe/H] < dex OK 3 : régime disque mince/épais [Fe/H] > dex 1 2 3

41 Recherche de gradients radiaux et verticaux
contraintes fortes sur la formation du disque épais disque épais : G, 1 < |z| < 3 kpc Halo : G & F, |z| > 8 kpc Rappeller ce qu on recherche, type de scenarios, expliquer le scenar Titre: Gradients V et R Pas de gradient observé en métallicité Distribution plate pour le halo. Gradient radial négatif en [/Fe] dans le disque épais !!!

42 Recherche de gradients radiaux et verticaux
Pas de gradient vertical en [Fe/H]. Pas de gradient vertical en [/Fe]

43 Propriétés du disque épais et du halo
Faire un tit bilan des resu du SDSS Confirmation de la présence de débris de galaxies satellites dans le halo (faible rapport [/Fe], faible métallicité [Fe/H] ~ -1.5 dex et Vrot ~ 100 Km/s)

44 Conclusions sur l’analyse des étoiles du SDSS
Analyse de étoiles à basse résolution avec TGMET Sondage à plusieurs kpc du plan galactique Sélection d’échantillons représentatifs du disque épais et du halo Nouveaux faits observationnels : Gradient radial négatif dans le disque épais Présence de débris de satellites dans le halo

45 Résumé : Analyse d’un grand relevé à basse résolution
Sondage à plusieurs kpc du plan galactique Nouveaux faits observationnels : Gradient radial négatif dans le disque épais Présence de débris de satellites dans le halo Méthode automatique TGMET(Teff, logg, [Fe/H] et [/Fe]) : Méthode efficace pour étudier les composantes cinématiques du disque galactique. Seule méthode automatique déterminant [/Fe] appliquée à un grand échantillon Compilation de données existantes Limitation au voisinage solaire, quelques centaines d’étoiles Confirmation des propriétés observées avec plus de précision Meilleures contraintes sur des points controversés et nouveaux faits observationnels Un grand releve a basse resolution + validite pour les pop stel

46 Perspectives Analyser de plus grands relevés du ciel
DR5, SEGUE, RAVE, Gaia… Tester de nouvelles grilles de spectres synthétiques avec TGMET Améliorer les modèles de formation du disque : Plus de prédictions à confronter avec les observations.

47 Merci