Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 2: Profils de luminosité, profils de densité, structure des disques & ISM (HI, HII, H 2 )

Faculté des arts et des sciences Département de physique Profils de luminosité Elliptiques : loi r 1/4Elliptiques : loi r 1/4 ocD oE & dE odSph oBCD obulbes Disques : loi exponentielleDisques : loi exponentielle oSpirales oIrrégulières oNaines oEnveloppe de cD obulbes

Faculté des arts et des sciences Département de physique Différents types de galaxies elliptiques 1.Elliptiques: L* ~ 2 x L sun, M B ~ E géantes: L > L*, M B L*, M B < E moyenne: L ~ 3 x 10 9 L sun, M B < E naines: L dSph: L -14

Faculté des arts et des sciences Département de physique Isophotes a)Isophotes elliptiques b)Isophotes twist c)Diamond shape d)Boxy shape

Faculté des arts et des sciences Département de physique Profils de luminosité Formes fonctionnelles suggérées: a)Loi Hubble-Reynolds (Hubble-Oemler) b)Loi de Vaucouleurs r 1/4 (Sersic) c)Modèles de King (utilisés principalement pour les amas globulaires)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (E) En apparence, structure très simple:En apparence, structure très simple: oBrillance de surface élevée au centre oDécroissance uniforme en loi de puissance Loi de Hubble (1930):Loi de Hubble (1930): I/I 0 = [(r/a) + 1] -2I/I 0 = [(r/a) + 1] -2 oI 0 : intensité au centre oa : paramètre déchelle radial

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (E) Hubble law: bonne représentation du temps de Hubble (faible résolution, m brillant)Hubble law: bonne représentation du temps de Hubble (faible résolution, m brillant) Meilleures observations:Meilleures observations: oSous-estime I dans les régions intérieures oSur-estime I dans les régions extérieures

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (E) Elliptiques: composées uniquement détoiles de Pop IIElliptiques: composées uniquement détoiles de Pop II Lumière diminue comme r 1/4Lumière diminue comme r 1/4 La brillance de surface est très concentrée au centreLa brillance de surface est très concentrée au centre

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (E) Loi r 1/4 (de Vaucouleurs 1948)Loi r 1/4 (de Vaucouleurs 1948) log(I/I e ) = -3.33[(r/r e ) 1/4 -1] or e : rayon équivalent contenant ½ de la luminosité totale oI e : intensité à r e opas de paramètres libre m(r) = m e [(r/r e ) 1/4 -1]

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (E) Modèles de KingModèles de King Modèles dynamiques pour des systèmes auto-gravitant (ex: amas globulaires)Modèles dynamiques pour des systèmes auto-gravitant (ex: amas globulaires) 3 paramètres:3 paramètres: om 0 : brillance de surface centrale or c : core radius oc : concentration = log(r c /r t ) où r t = tidal radius King, 1966

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (dSph) Read & Gilmore 2005

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (dE)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (cD) r 1/4 40 kpc 1 Mpc ! exp

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (Sp) Spirales: bulbe * Pop II disque * Pop ISpirales: bulbe * Pop II disque * Pop I Lumière du disque diminue exponentiellementLumière du disque diminue exponentiellement m = m r 1/ = échelle de longueur = distance diminue de ~1 mag.1/ = échelle de longueur = distance diminue de ~1 mag.

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (Sp) Les disques des galaxies spirales ont une décroissance exponentielle (Freeman 1970)Les disques des galaxies spirales ont une décroissance exponentielle (Freeman 1970) I(r) = I 0 e - r ( = I 0 e r/h ) En magnitudes (m = -2.5logI)En magnitudes (m = -2.5logI) m(r) = m r m 0 = brillance de surface centrale m 0 = brillance de surface centrale -1 = échelle de longueur (h) – décroit de 1/e -1 = échelle de longueur (h) – décroit de 1/e

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (Sp) Correction pour la brillance de surface centraleCorrection pour la brillance de surface centrale B c (0) = B(0) log R 25 – A B 2.5 log R 25 = correction pour lintégration le long de la ligne de visée ( corr. face-on) où R 25 = (a/b)| log R 25 = correction pour lintégration le long de la ligne de visée ( corr. face-on) où R 25 = (a/b)| 25 A B = extinction galactique (RC3 ou autre)A B = extinction galactique (RC3 ou autre)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (Sp) Freeman 1970

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (Sp) B c (0) = cste = (35 Sp) Sb a -1 (Boroson 1981) B c (0) = (25 Sp) (Kent 1985) B c (0) = (70 Sp) L tot = 2 I 0 / 2 -M disk = log -1 (pour B c (0) = 21.65)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière (Irr) Irrégulières: disque de Pop I Irrégulières: disque de Pop I Apparence irrégulière due aux régions HII & * jeunes Apparence irrégulière due aux régions HII & * jeunes * Pop I vieilles distribuées plus régulièrement * Pop I vieilles distribuées plus régulièrement

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de lumière Séquence de spirales a -> m Séquence de spirales a -> m Séquence de proportions de plus en plus petites bulbe/disque Séquence de proportions de plus en plus petites bulbe/disque (Yoshizawa and Wakamatsu 1975)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Le disque est la composante stellaire des spiralesLe disque est la composante stellaire des spirales Cest le produit final de la dissipation de la plupart des baryons. Il contient la majorité du moment angulaireCest le produit final de la dissipation de la plupart des baryons. Il contient la majorité du moment angulaire Disques MW IC 5249

Faculté des arts et des sciences Département de physique Les disques ont grossièrement une distribution exponentielle en R et en z I(R,z) = I o exp (-R/h) exp (-z/h z ) I(R,z) = I o exp (-R/h) exp (-z/h z ) jusquà R ~ (3 to 5) h, et souvent tronqué Truncation proposée par van der Kruit & Searle (1981, 1982)

Faculté des arts et des sciences Département de physique La structure verticale des disques est directement associée avec leur histoire dynamique et leur histoire de formation détoiles: accrétion,accrétion, chaufage,chaufage, gauchissementgauchissement …ces processus ont généré une échelle de hauteur ~300 pc Regardons la truncation des disques

Faculté des arts et des sciences Département de physique NGC 4565 Disque plus épais mais tronqué

Faculté des arts et des sciences Département de physique La troncation du disque de M 33 Ferguson et al 2003 M33 est une pure disk galaxy du Groupe Local

Faculté des arts et des sciences Département de physique Profil de brillance de surfaceM33: photométrie de surface en bande I jusquà R ~ 35' photométrie de surface en bande I jusquà R ~ 35' le profil est étendu à R ~ 60' le profil est étendu à R ~ 60' utilisant le comptage détoiles utilisant le comptage détoiles Truncation des disques cf. van der Kruit (1982) cut-off des disques: ~3-5 scalelengths (also Pohlen et al 2002) V~31 mag arcsec -2 Sûrement le profil de brillance de surface le plus profond jamais mesuré pour un pure disk galaxy Ferguson 2003 Diminution abrupte de brillance de surface après 5 -1

Faculté des arts et des sciences Département de physique Kregel et al (2001) trouvent R max /h R = 3.6 ± 0.6 pour 34 galaxies edge-on

Faculté des arts et des sciences Département de physique r-band star counts NGC 300: comptage profond en r avec GMOS sur GEMINI (Bland-Hawthorn, KCF et al): Le disque exponentiel va au moins jusquà sans troncation MAIS

Faculté des arts et des sciences Département de physique NGC 4762 – une spirale avec un disque épais brillant (Tsikoudi 1980) Disques minces et disques épais 40

Faculté des arts et des sciences Département de physique Les disques sont relativement fragiles (ex.: Toth & Ostriker ) Lexistence de disques minces limite la quantité de masse qui peut être accrétée après la formation du disque ie un disque mince histoire relativement non-perturbée par de laccrétion après sa formation Plusieurs disques apparemment minces montrent quand même un disque épais stellaire sous-jacent, (ex.: NGC 5907: Morrison et al) Pure Disk Galaxies (sans bulbe) (systèmes comme IC 5249)

Faculté des arts et des sciences Département de physique NGC 5907 ( 2MASS JHK ) Ressemble a un disque mince pur mais de la photométrie de surface profonde montre un disque épais sous-jacent

Faculté des arts et des sciences Département de physique NGC 5907 profil de laxe mineur disque mince + disque épais Morrison et al 1994

Faculté des arts et des sciences Département de physique NGC 5907 est une galaxie brillante (M B – 20.5) et sa composante à grands rayons pourrait provenir dun merger mineur ou dune interaction Ce disque épais nest pas metal-poor (à partir des couleurs) et donc, probablement, ne sest pas formé lors dun épisode de formation détoiles avant que le disque mince ne se stabilise Disque mince & disque épais

Faculté des arts et des sciences Département de physique IC 5249 a aussi un disque épais très faible (Abe et al 1999)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Dalcanton & Bernstein 2002 Photométrie de surface (BRK) de 47 late-type edge-on galaxies : Trouvent quelles sont toutes entourées dune enveloppe rouge aplatie de faible brillance de surface (disque épais) Age > 6 Gyr, pas très metal-poor, comme le disque épais de la Voie Lactée La formation dun disque épais est un phénomène presque universel dans la formation des disques

Faculté des arts et des sciences Département de physique B-R R-K Exemple: FGC 979: galaxie edge-on sans bulbe enveloppe rouge plus épaisse autour du disque mince enveloppe rouge plus épaisse autour du disque mince Dalcanton & Bernstein

Faculté des arts et des sciences Département de physique Le disque épais sest formé tôt, > 6 GyrLe disque épais sest formé tôt, > 6 Gyr (12 Gyr dans la Galaxie) Semble être distinct du disque minceSemble être distinct du disque mince Probablement (?) formé par chauffage dun disque mince pendant une époque intense de mergers > 6 GyrProbablement (?) formé par chauffage dun disque mince pendant une époque intense de mergers > 6 Gyr Résumé sur les disques épais ou formé dans un burst de formation détoiles lorsque le disque sassemblait z ~ 2 (Brook et al 2004; Yoachim & Dalcanton 2004) Peut être formé de plusieurs façons ~ z = 1-2

Faculté des arts et des sciences Département de physique Scénario de formation des disques Disque mince sassemble tôt, à z > 1-2Disque mince sassemble tôt, à z > 1-2 Perturbé pendant un épisode de mergers qui le chauffe en disque épais que lon voit maintenantPerturbé pendant un épisode de mergers qui le chauffe en disque épais que lon voit maintenant Le reste du gaz se stabilise graduellement pour former le disque minceLe reste du gaz se stabilise graduellement pour former le disque mince Le disque épais est une relique de lépisode initial de chauffage du disque (il ny a pas beaucoup de chauffage par évolution séculaire)Le disque épais est une relique de lépisode initial de chauffage du disque (il ny a pas beaucoup de chauffage par évolution séculaire)

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Faculté des arts et des sciences Département de physique Mais NGC 4244 (M B = ) est vraiment un disque pur: seulement une composante exponentielle, sans disque épais Fry et al

Faculté des arts et des sciences Département de physique Lexistence de tel disque pur est intéressante parce quau moins pour quelques disques late-type: la formation détoiles na pas commencé avant que le gaz ne se soit stabilisé dans le plan du disque depuis le début de la formation détoiles dans le disque, celui-ci na pas été perturbé dune façon significative par des sources internes ou externes

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution de vitesses Plus une galaxie est massive, plus elle tourne rapidementPlus une galaxie est massive, plus elle tourne rapidement spirale massive: km/s Sa spirale peu massive: km/s Sm Classification: pas seulement une séquence de luminosité mais aussi une séquence de masseClassification: pas seulement une séquence de luminosité mais aussi une séquence de masse

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Composante gazeuse importante parce que:Composante gazeuse importante parce que: oÉtoiles sy forment oÉvolution des étoiles rejette du gaz enrichi oRaies démission pour tracer le potentiel Raie HI à 21 cmRaie HI à 21 cm Atome dhydrogène a 2 états dans son ground level, séparés par leur couplage spin-orbiteAtome dhydrogène a 2 états dans son ground level, séparés par leur couplage spin-orbite Les spins parallèles ont une énergie plus grande que les spins anti–parallèlesLes spins parallèles ont une énergie plus grande que les spins anti–parallèles Le decay produit lémission dun photon à MHz.Le decay produit lémission dun photon à MHz.

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies HI est optiquement mince, de sorte que la masse HI peut être calculée à partir du flux mesuré dans le faisceauHI est optiquement mince, de sorte que la masse HI peut être calculée à partir du flux mesuré dans le faisceau S = flux radio en Jy S = flux radio en Jy V r = vitesse en km/sec V r = vitesse en km/sec D = distance en Mpc D = distance en Mpc

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Puche, D., Carignan, C. & Bosma, A. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Meurer, G.R., Carignan, C., Beaulieu, S. & Freeman, K.C NGC 2915-BCD Optique: AAT Radio: ATCA

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Radio: WSRT & DRAO NGC 6946 Carignan et al. 1990

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Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Galaxie Circinus – données ATCA 2MASS image

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Carignan & Purton 1998

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Contenu en HI pour différents types Contenu en HI pour différents types a)Rapport masse HI / masse totale b)Rapport M HI /L B

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Contenu relatif HI vs types morphologiquesContenu relatif HI vs types morphologiques M HI /L B est souvent utilisé pour comparer à dautres paramètres galactiquesM HI /L B est souvent utilisé pour comparer à dautres paramètres galactiques

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies HI-deficiency dans lamas de la ViergeHI-deficiency dans lamas de la Vierge M HI /L B versus luminosité bleue.M HI /L B versus luminosité bleue. Un grand nombre des galaxies de Virgo ont un M HI /L B beaucoup plus petit quattendu pour leur luminosité.Un grand nombre des galaxies de Virgo ont un M HI /L B beaucoup plus petit quattendu pour leur luminosité.

Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher HI La relation de Tully-Fisher : largeur du profil HI V vs. magnitude absolue pour les galaxies spirales [Tully, R.B., & Fisher, J.R. Astron. Astrophys. 54 (1977) 661]. La relation de Tully-Fisher : largeur du profil HI V vs. magnitude absolue pour les galaxies spirales [Tully, R.B., & Fisher, J.R. Astron. Astrophys. 54 (1977) 661].

Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation de TF en HI La relation « bleue » de Tully-Fisher - logarithme de la magnitude absolue bleue corrigée M 0,i (B T ) versus logarithme de la largeur de ligne corrigée HI v 0,i – pour un échantillon de galaxies proches.La relation « bleue » de Tully-Fisher - logarithme de la magnitude absolue bleue corrigée M 0,i (B T ) versus logarithme de la largeur de ligne corrigée HI v 0,i – pour un échantillon de galaxies proches. Les galaxies naines montrent une plus grande dispersion due aux incertitudes sur leur inclinaison et parce une partie de leur masse baryonique est sous forme de gaz (cours 4)Les galaxies naines montrent une plus grande dispersion due aux incertitudes sur leur inclinaison et parce une partie de leur masse baryonique est sous forme de gaz (cours 4)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Survey HI dans lamas de la ViergeSurvey HI dans lamas de la Vierge (Cayatte et al. 1994) Les galaxies près du centre de lamas sont déficientes en HI du à la ram pressure du gaz inter-galactiqueLes galaxies près du centre de lamas sont déficientes en HI du à la ram pressure du gaz inter-galactique

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Kenney et al. 2004

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies page web J. van Goorkom X-ray Coma

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Faculté des arts et des sciences Département de physique H in galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique H in galaxies Les * OB et les régions HII ionisées par ces étoiles marquent très bien les bras spiraux NGC 5427, *OB tracent SFR

Faculté des arts et des sciences Département de physique H in galaxies Daigle et al SINGS

Faculté des arts et des sciences Département de physique H in galaxies SINGS NGC 4725 SINGS M 51

Faculté des arts et des sciences Département de physique H in galaxies Hernandez et al. 2005

Faculté des arts et des sciences Département de physique H in galaxies BH bar NGC 3992

Faculté des arts et des sciences Département de physique H in galaxies Les galaxies près du centre ont perdu du gaz par ram pressure du IGM (semblable à la situation avec le HI) Virgo Chemin et al. 2006

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies Co (H 2 ) semble distribué comme les étoiles Co (H 2 ) semble distribué comme les étoiles Pas surprenant car cest dans les nuages H 2 que les étoiles se forment Pas surprenant car cest dans les nuages H 2 que les étoiles se forment

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies Contours CO superposés sur une image HST Contours CO superposés sur une image HST Trace très bien les contours des bras spiraux Trace très bien les contours des bras spiraux Aalto et al. 1999

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies (Sakamoto et al. 1999) Dsik-dominated – galaxies normalesNuclear dominated – galaxies actives

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies H 2 via CO est intéressant mais:H 2 via CO est intéressant mais: le taux de conversion H 2 /CO peut varier en fonction du type morphologique le taux de conversion H 2 /CO peut varier en fonction du type morphologique le taux de conversion H 2 /CO peut varier en fonction du rayon dans la galaxie le taux de conversion H 2 /CO peut varier en fonction du rayon dans la galaxie ne peut être utilisé dans les galaxies naines p.e. si les abondances de C et O sont faibles (non-détection du CO ne veut rien dire sur la présence du H 2 ) ne peut être utilisé dans les galaxies naines p.e. si les abondances de C et O sont faibles (non-détection du CO ne veut rien dire sur la présence du H 2 )

Faculté des arts et des sciences Département de physique Comparaison HI, H, H 2 Simon et al. 2003

Faculté des arts et des sciences Département de physique Comparaison HI, H, H 2 Wong et al. 2004