Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 5: ISM (HI, HII, H 2 )

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution HI Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) HI est concentré dans un disque mince et plat (FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R 0 < R < 0.7 R 0 ) Disque HI pour R > R 0 épaissit et est gauchi Vitesse angulaire ~ cste 0.3R 0 < R < R 0 et a un maximum à 0.05R 0 Rotation symétrique autour de Sgr A* et structure importante (bras 3 kpc) Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) HI est concentré dans un disque mince et plat (FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R 0 < R < 0.7 R 0 ) Disque HI pour R > R 0 épaissit et est gauchi Vitesse angulaire ~ cste 0.3R 0 < R < R 0 et a un maximum à 0.05R 0 Rotation symétrique autour de Sgr A* et structure importante (bras 3 kpc) Lockman 2002

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution HI Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) Déviations importantes par rapport au mouvement circulaire près du noyau: infall de gaz à hautes latitudes & Courbe de Rotation (nord) différente de CR (sud) HI trace la structure spirale de la galaxie Il y a un halo HI (HVCs) Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) Déviations importantes par rapport au mouvement circulaire près du noyau: infall de gaz à hautes latitudes & Courbe de Rotation (nord) différente de CR (sud) HI trace la structure spirale de la galaxie Il y a un halo HI (HVCs) Lockman 2002

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution HI – structure spirale Lockman (2002): It is generally accepted that evidence of spiral structure in inner Galaxy profiles is confused at best, and attempts to derive the spiral structure of the Galaxy from HI spectra have largely been abandoned …but these days anyone needing a model of our spiral structure usually turns to ionized gas … Models of the large-scale morphology of the Galaxy are tested against the HI data rather than being derived from the data… Lockman (2002): It is generally accepted that evidence of spiral structure in inner Galaxy profiles is confused at best, and attempts to derive the spiral structure of the Galaxy from HI spectra have largely been abandoned …but these days anyone needing a model of our spiral structure usually turns to ionized gas … Models of the large-scale morphology of the Galaxy are tested against the HI data rather than being derived from the data… Remarquer quil y a beaucoup plus de HI pour R > R 0 que pour R < R 0 réel ou non ? Remarquer quil y a beaucoup plus de HI pour R > R 0 que pour R < R 0 réel ou non ?

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution HII

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution HII – structure spirale Georgelin & Georgelin 1976 Taylor & Cordez 1993

Faculté des arts et des sciences Département de physique RC interne et centre galactique bras 3 kpc Blitz 1994

Faculté des arts et des sciences Département de physique Transformation cinématique Équation fondamentale: Si cette fonction est connue, des distances peuvent, en principe, être assignées à chaque vitesse mesurée Ex.: B & D ont la même vitesse apparente Inutile pour R > R 0 (pas de point tangent) Équation fondamentale: Si cette fonction est connue, des distances peuvent, en principe, être assignées à chaque vitesse mesurée Ex.: B & D ont la même vitesse apparente Inutile pour R > R 0 (pas de point tangent) V max au point tangent C

Faculté des arts et des sciences Département de physique RC interne et centre galactique Burton & Liszt 1993

Faculté des arts et des sciences Département de physique RC interne et centre galactique Fux (1999): N-body + SPH Ce quon interprétait comme de léjection (expansion) du centre galactique sont plutôt les streaming motions dues à la barre au centre de la galaxie Bras à 3 kpc est une spirale au bout de la barre Fux (1999): N-body + SPH Ce quon interprétait comme de léjection (expansion) du centre galactique sont plutôt les streaming motions dues à la barre au centre de la galaxie Bras à 3 kpc est une spirale au bout de la barre Fux 1999

Faculté des arts et des sciences Département de physique RC interne et centre galactique Pourquoi la CR de la Voie Lactée est-elle différente de toutes les courbes de rotation de galaxies extérieures ? Sûrement un problème avec notre interprétation des données. Lockman (2002): … the rotation curve for R < R 0 is thus now fairly well determined, at least to within 10 km s -1 … !!! Pourquoi la CR de la Voie Lactée est-elle différente de toutes les courbes de rotation de galaxies extérieures ? Sûrement un problème avec notre interprétation des données. Lockman (2002): … the rotation curve for R < R 0 is thus now fairly well determined, at least to within 10 km s -1 … !!! Burton & Liszt 1993

Faculté des arts et des sciences Département de physique Densité de surface et dimension de la Galaxie en HI Nakanishi & Sofue 2003

Faculté des arts et des sciences Département de physique Densité de surface et dimension de la Galaxie en HI (R), D HI et M HI sont très sensibles à la courbe de rotation adoptée pour R > R 0 Ex.: M HI varie de 20% entre ces deux modèles Résultat: la quantité de HI à R > R 0 nest pas bien connue (R), D HI et M HI sont très sensibles à la courbe de rotation adoptée pour R > R 0 Ex.: M HI varie de 20% entre ces deux modèles Résultat: la quantité de HI à R > R 0 nest pas bien connue Lockman 2002

Faculté des arts et des sciences Département de physique Disque HI (plat & mince ?) Le disque HI ne définit pas un disque exactement mince et plat mais plutôt ondulé (corrugated) Cest le cas également dautres traceurs de Pop I Le disque HI ne définit pas un disque exactement mince et plat mais plutôt ondulé (corrugated) Cest le cas également dautres traceurs de Pop I Lockman 1977 Spicker & Feitzinger 1986

Faculté des arts et des sciences Département de physique Disque HI (plat & mince ?) Florido et al Corrugation existe dans dautres galaxies ex.: NGC 4244 Florido et al Corrugation existe dans dautres galaxies ex.: NGC 4244

Faculté des arts et des sciences Département de physique Échelle de hauteur HI A moins quune force vienne compenser le changement dans la gravité locale (décroissance exponentielle de la composante stellaire) le disque HI devrait épaissir de 0.25R 0 à R 0 Semble constant jusquà 0.6R 0 et augmente ensuite A moins quune force vienne compenser le changement dans la gravité locale (décroissance exponentielle de la composante stellaire) le disque HI devrait épaissir de 0.25R 0 à R 0 Semble constant jusquà 0.6R 0 et augmente ensuite Malhotra 1995

Faculté des arts et des sciences Département de physique Galaxie extérieure: warping & flaring Inquiétant de voir que le changement se produit ~R 0 ? Inquiétant de voir que le changement se produit ~R 0 ?

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution HI Difficile de cartographier la distribution face-on Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on Difficile de cartographier la distribution face-on Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on

Faculté des arts et des sciences Département de physique High Velocity clouds (HVC) Wakker et al. 2000

Faculté des arts et des sciences Département de physique High Velocity clouds (HVC) Wakker et al. 2002) Marie-Eve Naud

Faculté des arts et des sciences Département de physique High Velocity clouds (HVC) HI aux pôles galactiques descend systématiquement de quelques km s -1 HI à des vitesses intermédiaires tombe vers le plan à ~50 km s -1 (hémisphère nord) Surveys HI: 40% du ciel couvert de HI |V LSR | > 100 km s -1 Confusion possible avec le warp ? HI aux pôles galactiques descend systématiquement de quelques km s -1 HI à des vitesses intermédiaires tombe vers le plan à ~50 km s -1 (hémisphère nord) Surveys HI: 40% du ciel couvert de HI |V LSR | > 100 km s -1 Confusion possible avec le warp ? Lockman 2002

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Local Group building blocks

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Local Group building blocks

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Cosmic Web

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Cosmic Web Leo Ring Schneider et al 1981 Leo Ring Schneider et al 1981 Groupe M81 Yun, Ho & Lo 1994 Groupe M81 Yun, Ho & Lo 1994

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Interaction gravitationelle Survey HIPASS – Parkes multibeam

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Galactic Fountain

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Galactic Fountain Galactic mushroom – Observations du CGPS Gaz rejeté dans le halo par lexplosion de centaines de SNs dans une région dintense SF. dimension du nuage: pc English et al. Galactic mushroom – Observations du CGPS Gaz rejeté dans le halo par lexplosion de centaines de SNs dans une région dintense SF. dimension du nuage: pc English et al. Karl DD

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs – Masses & Dimensions

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs - Distances Complexes importants: étoiles du halo via spectres en absorption

Faculté des arts et des sciences Département de physique HVCs - Distances Émission H

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composante moléculaire (H 2 via CO) de la Galaxie Distribution CO Diagramme LV Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composante moléculaire (H 2 via CO) de la Galaxie Comparaison avec une image optique des nuages CO pour r < 2.5 kpc (10 < v < 35 km/s) Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composante moléculaire (H 2 via CO) de la Galaxie Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté Hypothèse: I 100 m(FIR) trace I gaz (total) I H 2 ~ I 100 m(FIR) - I HI Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté Hypothèse: I 100 m(FIR) trace I gaz (total) I H 2 ~ I 100 m(FIR) - I HI Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composante moléculaire (H 2 via CO) de la Galaxie Comparaison de I CO avec la prédiction basée sur FIR et HI X = H 2 /W CO = 1.8 x cm -2 Comparaison de I CO avec la prédiction basée sur FIR et HI X = H 2 /W CO = 1.8 x cm -2 Dame, Hartmann & Thaddeus 2001 Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composante moléculaire (H 2 via CO) de la Galaxie La carte H 2 prédite peut être utilisée pour estimer le rapport CO-H 2 en fonction de b. = H 2 /W CO = 1.8 x cm -2 Bon à hautes latitudes b X plus grand dans le plan La carte H 2 prédite peut être utilisée pour estimer le rapport CO-H 2 en fonction de b. = H 2 /W CO = 1.8 x cm -2 Bon à hautes latitudes b X plus grand dans le plan Dame, Hartmann & Thaddeus 2001 Dame, Hartmann & Thaddeus 2001

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composante moléculaire (H 2 via CO) de la Galaxie Distribution radiale: Grande concentration au centre Trou à R ~ 2 kpc Anneau moléculaire entre 4 & 8 kpc Décroissance ~ exponentielle pour R > 5 kpc Distribution radiale: Grande concentration au centre Trou à R ~ 2 kpc Anneau moléculaire entre 4 & 8 kpc Décroissance ~ exponentielle pour R > 5 kpc Gordon & Burton 1976

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 – Distribution en z et z Comparaison des épaisseurs HI & H 2 : difficile à cause des effets de projections mais diagramme (l,b) du H 2 plus mince que HI Différentes épaisseurs mais semblables ~ 10 km s -1 (12 km s -1 au centre) ? Pas compatible avec des épaisseurs différentes ? (75 vs 220 pc) Dans MW, modélisation de h g & g aux points tangents (Malhotra 1995) – peu de variation avec R (sauf au GC) – grandes incertitudes dans la littérature (4 à 11 km s -1 ) à cause de la clumpiness des nuages moléculaires En moyenne dans la MW: g ~ 8 km s -1 & h g ~ 75 pc (légère augmentation avec R) Comparaison des épaisseurs HI & H 2 : difficile à cause des effets de projections mais diagramme (l,b) du H 2 plus mince que HI Différentes épaisseurs mais semblables ~ 10 km s -1 (12 km s -1 au centre) ? Pas compatible avec des épaisseurs différentes ? (75 vs 220 pc) Dans MW, modélisation de h g & g aux points tangents (Malhotra 1995) – peu de variation avec R (sauf au GC) – grandes incertitudes dans la littérature (4 à 11 km s -1 ) à cause de la clumpiness des nuages moléculaires En moyenne dans la MW: g ~ 8 km s -1 & h g ~ 75 pc (légère augmentation avec R)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes ISM

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution CO vs HI CO plus concentré au centre z CO < z HI R CO (max) < R HI (max) CO plus concentré au centre z CO < z HI R CO (max) < R HI (max)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution CO vs HI H 2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc H 2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc Gordon & Burton 1976

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution CO vs HI Quantités comparables de H 2 & HI dans la MW: M(H 2 ) ~ 2-3 x 10 9 M sol Différentes distributions radiales: H 2 est concentré au centre et dans un anneau entre 4-8 kpc – pas de HI au centre et distribution plus étendue H 2 dans un plan plus mince mais même g, même flaring et même warp que le HI HI dans un disque et H 2 en nuages (GMC) ~ 10 6 M sol Quantités comparables de H 2 & HI dans la MW: M(H 2 ) ~ 2-3 x 10 9 M sol Différentes distributions radiales: H 2 est concentré au centre et dans un anneau entre 4-8 kpc – pas de HI au centre et distribution plus étendue H 2 dans un plan plus mince mais même g, même flaring et même warp que le HI HI dans un disque et H 2 en nuages (GMC) ~ 10 6 M sol

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution CO vs HI M 83 anneau centre