Formation du disque de la Voie Lactée

Présentation au sujet: "Formation du disque de la Voie Lactée"— Transcription de la présentation:

1 Formation du disque de la Voie Lactée
Lionel VELTZ Thèse sous la direction de O. Bienaymé et K. Freeman

2 Plan Le disque de la Voie Lactée Sa formation L’inversion cinématique
Le modèle Cigal Conclusions et perspectives

3 La Voie Lactée

4 La Voie Lactée Structure Cinématique

5 La Voie Lactée

6 Structures de la galaxie
Halo Bulbe Disque

7 Structures de la galaxie
NGC 4762 Burstein (1979)

8 Structures de la galaxie
Halo Disque épais Bulbe Disque mince

9 Structure du disque Structure axisymétrique: Echelle de hauteur
Echelle de longueur

10 L’échelle de hauteur L’échelle de hauteur du disque épais est mal connue Corrélation hz du disque épais et épais/mince

11 L’échelle de longueur L’échelle de longueur du disque épais est plus grande que celle du disque mince

12 Cinématique du disque Référentiel standard local (LSR)
Origine: Point idéal en rotation le long d’une orbite circulaire de rayon R VLSR 220 km.s-1  T  ans Direction: Composantes de la vitesse: (U,V,W) CG R NGP C.G. U U W LSR V Rot. V LSR

13 Dispersions de vitesse: (U,V , W)
Cinématique du disque L’ellipsoïde des vitesses: W ANALOGIE gaz U W U Dispersions de vitesse: (U,V , W)

14 L’ellipsoïde Accord dans les mesures de la cinématique du disque mince
Dispersion dans les mesures de la cinématique du disque épais

15 Populations stellaires
Deux manières d’envisager le disque : Structure avec deux composantes : Le disque mince Le disque épais Structure constituée d’une somme de populations stellaires

16 La formation de la Voie Lactée

17 Formation de la galaxie
Effondrement monolithique Eggen, Lynden-Bell and Sandange (1962) Fragments multiples Searl and Zinn (1978) Formation rapide Formation progressive

18 Formation du disque épais
Chauffage d’un disque mince initial

19 Formation du disque épais
Chauffage d’un disque mince initial Nuages moléculaires géants (Wielen 1977) Bras spiraux (Sellwood & Carlberg 1984) Tous noirs super-massifs (Lacey & Ostriker 1985) Mini-halo de matière noire (Fuchs 2001)

20 Formation du disque épais
Chauffage d’un disque mince initial Création du disque épais avant le disque mince (Samland 2004)

21 Formation du disque épais
Chauffage d’un disque mince initial Création du disque épais avant le disque mince Apports extérieurs (Abadi 2003)

22 Signature cinématique
Chauffage du disque mince initial Disque épais puis disque mince Apports extérieurs Continuité cinématique Discontinuité cinématique

23 Inversion cinématique
Objectif: décomposition en populations stellaires du disque Mouvements propres distance Distribution en vitesse inversion Décomposition cinématique

24 Etoiles de Barnard: 10,3 arsec.an-1
Mouvements propres Etoiles de Barnard: 10,3 arsec.an-1

25 8° autour des pôles galactiques
L’échantillon UCAC2 8° autour des pôles galactiques magnitudes K entre 6 et 15 25000 étoiles erreur: 2 à 6 mas.an-1 Our analysis of the vertical Galactic Disk structure rely on: -star count, we use the IR 2mass catalogue in K which is complete for magnitude 8 to 15 -Proper motions, the UCAC catalogue has an accuracy of 3 to 7 mass/y for 8 to 14 mag and -Radial velocity data comes from RAVE with a internal error of 2.8 km.s

26 Sélection en couleur J-K=[0.5-0.7] Géantes du clump MK=-1.61
écart en magnitudes absolues magnitudes absolues précises J-K=[ ] Our simple is made of stars located in a circle of 8° around the Galactic Pole. We make a colour selection. We consider only stars with J_K between that to say B-V of If we look to the H-R Diagram. In this range, there is a great separation between giants and dwarfs. We distinguish 3 populations; giants of absolute magnitude -1.6, the subgiants which magnitudes are dispersed around -0.7 and dwarfs of m_k 4.15. Géantes du clump MK=-1.61 Naines <MK>=4.15 2mass-MSX-Hipparcos

27 Distance photométrique
hyp.: Toutes les étoiles sont des naines

28 Positivité des composantes
Méthode 50 pop. cinématiques -> ci Lissage Positivité des composantes

29 Résultats Géantes Disque mince Disque épais 400<z<800pc
10007 étoiles 3724 étoiles z>800pc z<400pc 7787 étoiles 6758 étoiles

30 Bilans Séparation types d’étoiles: - naines - géantes
Décomposition cinématique: - disque mince U = [25-55] km.s-1 - disque épais U = [75-100] km.s-1 - halo (non détecté)

31 BIAIS Nombre d’étoiles Séparation de 2 populations
Taille de l’intervalle de l’histogramme Nombre d’étoiles Séparation de 2 populations Facteur de lissage -> renforce les pics Complétude de l’UCAC2

32 Le modèle Cigal Mouvements propres, Comptages et Vitesses radiales
Objectif: décomposition en populations stellaires du disque Mouvements propres, Comptages et Vitesses radiales Séparation types d’étoiles Décomposition cinématique

33 Les échantillons Notre étude est basée sur 3 échantillons situés autour des pôles galactiques: Mouvements propres Vitesse radiale Photométrie * 2MASS UCAC2 Elodie-RAVE Our analysis of the vertical Galactic Disk structure rely on: -star count, we use the IR 2mass catalogue in K which is complete for magnitude 8 to 15 -Proper motions, the UCAC catalogue has an accuracy of 3 to 7 mass/y for 8 to 14 mag and -Radial velocity data comes from RAVE with a internal error of 2.8 km.s 8° K= 5 et 15.4 22 050 complet 16° K= 6 et 14 105170 2 à 6 mas.an-1 15° K= 2 km.s-1 * première version de RAVE

34 Sélection en couleur Magnitudes absolues: Géantes du clump MK=-1.61
Sous-géantes MK=-0.89 MK=-0.17 Our simple is made of stars located in a circle of 8° around the Galactic Pole. We make a colour selection. We consider only stars with J_K between that to say B-V of If we look to the H-R Diagram. In this range, there is a great separation between giants and dwarfs. We distinguish 3 populations; giants of absolute magnitude -1.6, the subgiants which magnitudes are dispersed around -0.7 and dwarfs of m_k 4.15. Naines MK=4.15 2mass-MSX-Hipparcos

35 i=20 composantes isothermes (w=10-70 km.s-1)
Le modèle Equation de la statistique stellaire: i=20 composantes isothermes (w=10-70 km.s-1) Our Galactic disk model is a simple parallele plan model. When we integrate the stellar statistic equation, we use parameters C_ik. In our model, we consider 10 isothermal components corresponding of 10 velocity dispersion (10-55 km.s-1) of 4 absolute magnitudes 1 for the giants, 2 for the subgiants and 1 for dwarfs. k=4 magnitudes absolues (1 pour les géantes, 2 pour les sous-géantes et 1 pour les naines) => 4 gaussiennes M = 0.25

36 distribution en densité
Auto-cohérent Potentiel Gravitationnel distribution en densité distribution en vitesse Our model is sef-consistent, if we assume a density distribution, we deduce velocity dispersion due to the gravitational potential. and from this this velocity distribution, we can test the consistency of the density distribution. to do this, we assume a vertical gravitational potential like this: Potentiel gravitationnel vertical:

37 Ajustements Minuit (James 2004) Vitesses radiales Comptages
Mouvements propres

38 Séparation Naines/Géantes

39 Comptage 2MASS Naines mK=10.0 Géantes Sous-géantes
For star count, we obtain a good separation between giants which dominated until magnitude 10 and dwarfs for higher magnitude. As we can see there is also a small fraction of subgiants. Sous-géantes

40 Données RAVE 1 2 3 Naines Géantes Sous-géantes Histo. RAVE Histo. RAVE
For star count, we obtain a good separation between giants which dominated until magnitude 10 and dwarfs for higher magnitude. As we can see there is also a small fraction of subgiants. Sous-géantes

41 Paramètres stellaires RAVE
531 étoiles Géantes Naines Nombre d’étoiles Gravité de surface log(g)

42 RAVE [ ] Naines Géantes

43 RAVE [ ] Géantes Naines

44 RAVE [ ] Naines Géantes

45 Décomposition cinématique

46 Fonction de distribution cinématique
disque mince disque épais And finally we deduce the kinematic distribution. This graph is difficult to analyse because it is very sensitive to the choice of parameter and we have to be sure of our choice before trying an interpretation. Obtenu en ajustant les comptages, les histogrammes de mouvements propres et de vitesses radiales

47 Séparation disque mince/épais

48 Séparation disque mince/épais
Naines Minimum Géantes

49 Séparation disque mince/épais
Transition disque mince/ disque épais Disque mince Disque épais If we look the vertical velocity dispersion. We find km/s for the thin disk and 40 km/s for the thick disk [30-45] Km.s-1 [10-25] Km.s-1 photometric distance (pc)

50 Echelles de hauteur

51 Fonction de distribution cinématique
disque mince disque épais And finally we deduce the kinematic distribution. This graph is difficult to analyse because it is very sensitive to the choice of parameter and we have to be sure of our choice before trying an interpretation. Obtenu en ajustant les comptages, les histogrammes de mouvements propres et de vitesses radiales

52 Echelles de hauteurs Disque mince: hz=225 ± 10 pc Disque épais:

53 Résultats cinématiques
LSR: (U,V,W)=(8.5±0.3, 5.2, 11.1 ±1.0) Z = 20.0 ± 2.0 pc Disque mince: W=[10-25] km.s-1 hz=225 ± 10 pc Disque épais: W=[30-45] km.s-1 hz=1048 ± 36 pc Vasym = 33 ± 2 km.s-1 Our model give us more than the prediction of SC, PM and RV. We also deduce the classical Galactic parameters: The height of sun over Galactic plan, the sun velocity in the LSR the velocity ellipsoid axis ratio and the asymmetric drift coefficient.

54 Conclusions Cigal Bon ajustement des observations
Séparation naines/géantes Confirmée par log(g) Séparation ciné. disque mince/épais Confirmée par la distance photométrique Valeurs réalistes des quantités cinématiques mesurées

55 Conclusions et perspectives

56 Conclusions Décomposition en populations stellaires Modèle Cigal
Inversion cinématique Modèle Cigal Séparation Naines/Géantes Discontinuité cinématique disque mince/épais Modèle formation disque épais Disque mince initial  Disque épais initial  Apports extérieurs 

57 Perspectives Mesure de l’échelle de longueur

58 Merci de votre attention

59 Ajustement des observations

60 Ajustement des observations
Comptages Mouvements propres Vitesses radiales

61 Les galaxies

62 Les galaxies Galaxies Eliptiques Galaxies Lenticulaires Galaxies
Spirales S SB a E0 b E3 S0 E7 c

63 La Voie Lactée M101 Crédit: Hubble/ESA

64 Crédit: ESA/Hubble (M. Kornmesser & L. L. Christensen)

65 Cinématique du disque L’ellipsoïde des vitesses: 
L’inclinaison de l’ellipsoïde: v3 W U v1

66 Répartition des étoiles en distance
Paramètres modèle de disque: hz,mince = 225 pc hz,épais = 1050 pc mince/épais = 7 %

67 Répartition des étoiles en magnitude (naines)

68 Répartition des étoiles en magnitude (Géantes)

69 Distance photométrique

70 Echantillon (1)

71 Inversion (1) z < 400 pc Disque mince Disque épais Géantes Géantes

72 Echantillon (2)

73 Inversion (2) 400<z<800 pc Disque mince Disque épais Géantes

74 Echantillon (3)

75 Inversion (3) Disque mince z > 800 pc Géantes Disque épais

76 Echantillon (4)

77 Inversion (4) Disque mince z > 1000 pc Disque épais Géantes