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Etude des propriétés chimiques des composantes cinématiques du disque galactique. Méthode de détermination automatique des paramètres stellaires. Pascal.

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1 Etude des propriétés chimiques des composantes cinématiques du disque galactique. Méthode de détermination automatique des paramètres stellaires. Pascal Girard Soutenance de thèse Directrice de thèse : C. Soubiran Allocataire de recherche Moniteur à Bordeaux 1 11 décembre 2006

2 Plan de la soutenance zContexte général zCompilation et analyse des propriétés chimiques du disque Le code TGMET méthode de détermination automatique zApplication à un grand échantillon de spectres stellaires zConclusions et perspectives

3 Description générale de la galaxie

4 Les populations stellaires z Elles peuvent se caractériser par leur : - distribution spatiale - distribution cinématique - composition chimique z 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…)

5 Les populations stellaires U W V vers centre galactique au plan galactique sens de rotation galactique [Fe/H], [ /Fe] Échelle de hauteur & longueur, densité Ellipsoïde des vitesses : et U, V, W Vitesses par rapport au LSR z Distribution spatiale : z Distribution cinématique z Composition chimique

6 Formation des éléments chimiques Les rapports dabondances nous renseignent sur la chronologie des évènements pendant la formation de la Voie Lactée 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… z 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…

7 Les mesures dabondances z 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 danalyser de grands volumes de spectres z Les méthodes automatiques sont calibrées avec les méthodes classiques z Les méthodes primaires et secondaires sont complémentaires z Les méthodes automatiques, secondaires : - Traiter de très grands volumes de spectres - Possibilité de traiter des spectres à basse résolution - Sondage plus profond Nécessité de mettre au point des méthodes automatiques

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

9 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée zLe disque mince -Orbites circulaires et aplaties. -Vitesse de rotation moyenne proche de celle du Soleil (V ~ 220 km/s). -Distribution de lâge mal connue, très étendue, jusquà 8 Ga -Métallicité moyenne [Fe/H] ~ 0.0 dex disque mince bulbe

10 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée zLe 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 disque épais

11 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée zLe halo -Orbites inclinées, excentriques. -Pas de mouvement densemble cohérent -Faible densité détoiles par rapport au disque. -Métallicité moyenne de [Fe/H] ~ -1.5 dex -Etoiles vieilles, âge > 12 Ga. -Enrichissement en éléments halo

12 Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée Cinématique intermédiaire aux deux disques Confusion possible avec des étoiles des disques mince et épais Large éventail dâge et de métallicité La barre galactique centrale serait à lorigine de ce courant (Famaey et al. 2004) zLes « moving groups » (courants détoiles) Origines dynamique ou extra-galactique Le courant dHercule : (Famaey et al. 2004)

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

15 Hypothèses de la formation du disque galactique zChauffage du disque mince par des mergers avec des galaxies satellites naines (Quinn et al 1993, Abadi et al. 2003…) Le disque mince se forme en premier Le disque épais est un mélange de débris de galaxies satellites et détoiles du disque mince Les étoiles des galaxies naines ne montrent pas denrichissement en

16 Hypothèses de la formation du disque galactique z 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 Prédiction dune séparation chimique et cinématique Cependant, il faut plus de prédictions à confronter aux observations

17 Remarques sur les études précédentes zEtudes basées sur de faibles échantillons Pas vraiment représentatif zMéthodes de détermination des abondances sont variées Effet systématiques entre les études zLe courant dHercule nest pas considéré Effets systématiques possibles Compiler et re-analyser des données existantes z Critères de sélection des échantillons très variés Entraîne des résultats contradictoires ou incertains

18 Construction dun catalogue Un catalogue final de ~ 650 étoiles. z Croisement avec le catalogue Hipparcos : >10 mas et / < 0.10 z Compilation des vitesses radiales, calcul des vitesses spatiales et des paramètres orbitaux z Identification des composantes cinématiques z Compilation et homogénéisation de listes détoiles avec des abondances détaillées : Fe, O, Mg, Ca, Ti, Si, Na, Ni et Al

19 Identification des composantes cinématiques Soubiran & Girard, A&A, 2005 Représentation dans le plan UV : -Contamination des étoiles du courant dHercule dans le disque épais U W V vers centre galactique au plan galactique sens de rotation galactique

20 Rapports dabondances : Les éléments Soubiran & Girard, A&A, 2005 ~ dex

21 Rapports dabondances : Ni : Distribution plate pour les 3 populations. Al : Distribution similaire au éléments.

22 z La grande dispersion observée pour le courant dHercule favorise son origine dynamique. Age des étoiles de chaque population z Disque mince : une relation Age-Métallicité (AMR) est visible. z Disque épais: = 9.6±0.3 Ga. Une AMR sur 2-3 Ga ?

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

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

25 Prochaine étape zPour aller plus loin : - 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 - Sonder plus loin au dessus du plan galactique - Traiter de grands volumes de données (ELODIE, SDSS…)

26 zAdaptation de TGMET (Katz et al. 1998) zSpectre observé (cible) est comparé avec des spectres de référence. Ajustement des et des flux sur chaque spectre de référence zEstimation du maximum de degré de ressemblance. TGMET méthode Détermination de Teff, logg, [Fe/H] et [ /Fe] Ajustement sur un petit intervalle spectral

27 zUtilisation dune grille de spectres synthétiques (Barbuy et al. 2003) Offre une bonne couverture de lespace des paramètres z4000 Teff 7000 K z0.5 logg 5.0. z-3.0 [Fe/H] +0,3 +0,0 [ /Fe] +0,4. TGMET spectres de références Variation du rapport [ /Fe]

28 TGMET résultats Détermination de la température effective : Teff Testé à haute et à basse résolutions R= rms : 130 K

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

30 TGMET résultats Détermination du rapport [ /Fe] : Testé à haute et à basse résolutions R= rms : 0,05

31 TGMET application z~2000 spectres échelles ELODIE R=42000 zAllure similaire à celle observée dans notre échantillon de référence : -Chevauchement des deux disques -Pente à [Fe/H] = -0.3 dex -Séparation disque mince/épais -Un groupe détoiles du disque mince se distingue à [Fe/H] < -0.6 dex

32 TGMET conclusion z~ 2000 spectres ELODIE analysés, R = z Ouvre la perspective danalyser de grands volumes de données spectroscopiques (ex : SDSS) Plus détoiles et sonder plus loin au dessus du plan galactique ! z Démontre lefficacité de la méthode pour étudier les composantes cinématiques du disque galactique. z Confirme les résultats de Soubiran & Girard (2005) z Article soumis : Girard & Soubiran

33 Bilan sur les relations cinématique-abondances

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

35 Traitement des spectres zSélection en couleur (g - r) -Revient à faire une sélection en température : < Teff < K z Pré-traitements effectués par Allende Prieto et al. (2006) - Résolution R = 1000, Å Environ spectres stellaires retenus et analysés. Le domaine spectral coïncide avec celui des spectres synthétiques TGMET donne des résultats satisfaisants à cette résolution

36 Calibration avec les spectres ELODIE Teff) = 139 K

37 Calibration avec les spectres ELODIE Fe/H = 0.12 dex /Fe = 0.06 dex

38 Analyse des étoiles du SDSS avec TGMET zCoordonnées spatiales, distances et vitesses de rotation obtenues par A06 z > + 8 kpc z < - 8 kpc 1 < |z| < 3 kpc halo Disque épais z

39 Sélection des échantillons représentatifs de chaque population stellaire zDistribution des étoiles G (5000 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 < [Fe/H] < dex 3 : régime disque mince/épais [Fe/H] > dex 213

41 Recherche de gradients radiaux et verticaux zDistribution plate pour le halo. disque épais : G, 1 < |z| < 3 kpc Halo : G & F, |z| > 8 kpc Gradient radial négatif en [ /Fe] dans le disque épais !!! contraintes fortes sur la formation du disque épais zPas de gradient observé en métallicité

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

43 Propriétés du disque épais et du halo 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) disque épais halo

44 Conclusions sur lanalyse des étoiles du SDSS Analyse de étoiles à basse résolution avec TGMET -Sondage à plusieurs kpc du plan galactique -Sélection déchantillons 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 : zCompilation de données existantes -Limitation au voisinage solaire, quelques centaines détoiles -Confirmation des propriétés observées avec plus de précision -Meilleures contraintes sur des points controversés et nouveaux faits observationnels 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 zAnalyse dun 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

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

47 Merci


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