Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790 Astronomie galactique Cours 1: Introduction Propriétés de base de la Galaxie Formation & Évolution (survol) Cours 1: Introduction Propriétés de base de la Galaxie Formation & Évolution (survol)

Faculté des arts et des sciences Département de physique La Voie Lactée (1)

Faculté des arts et des sciences Département de physique La Voie Lactée (2)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Images de la Voie Lactée Centre dans le visible A V ~ 30 mag.! Centre dans le visible A V ~ 30 mag.! Vue de COBE dans lIR Vue de COBE dans lIR

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèle de Kapteyn Modèle et échelle de lunivers de Kapteyn – 1918 Modèle héliocentrique – 150 ans après Herschel facteur x2

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèle de Shapley (1918) Les amas ne sont pas distribués uniformément en longitude maisLes amas ne sont pas distribués uniformément en longitude mais il y a une forte concentration dans la direction du Sagittaire Les amas ne sont pas distribués uniformément en longitude maisLes amas ne sont pas distribués uniformément en longitude mais il y a une forte concentration dans la direction du Sagittaire

Faculté des arts et des sciences Département de physique Modèle de Shapley (1918) Les amas sont distribués uniformément en latitude, cest-à-dire de chaque côté du plan de la Galaxie

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie ~ 8 kpc

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie

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Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie Position du Soleil bulbe & disque mincedisque épais

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Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation & évolution de la Galaxie Des observations récentes suggèrent que la MW sest formée par lagrégation détoiles et de gaz provenant dun réservoir de petites galaxies formées précédemment (amoncellement hiérarchique) Ce modèle a supplanté le modèle de leffondrement monolithique rapide (10 8 a.) (Eggen, Lynden-Bell & Sandage 1962) Des observations récentes suggèrent que la MW sest formée par lagrégation détoiles et de gaz provenant dun réservoir de petites galaxies formées précédemment (amoncellement hiérarchique) Ce modèle a supplanté le modèle de leffondrement monolithique rapide (10 8 a.) (Eggen, Lynden-Bell & Sandage 1962) Début du processus ~12 x 10 9 années 2 lignes dévolution: 1)Une dans le halo et le bulbe tournant lentement 2)Une dans le disque tournant rapidement Âge du disque ~ 10 x 10 9 années Début du processus ~12 x 10 9 années 2 lignes dévolution: 1)Une dans le halo et le bulbe tournant lentement 2)Une dans le disque tournant rapidement Âge du disque ~ 10 x 10 9 années

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation & évolution de la Galaxie Existence dun disque mince et dun disque épais montre que le merger de satellites est un processus continu depuis la formation de la galaxie Ex: Sagittarius Existence dun disque mince et dun disque épais montre que le merger de satellites est un processus continu depuis la formation de la galaxie Ex: Sagittarius Sujet de séminaire

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation & évolution de la Galaxie Les efforts de lastronomie galactique présentement est détudier cette hiérarchie de structures Voir: Hartwick 1996, Unsolved Problems of the Milky Way, IAU Symp. 169 Les efforts de lastronomie galactique présentement est détudier cette hiérarchie de structures Voir: Hartwick 1996, Unsolved Problems of the Milky Way, IAU Symp. 169 Les étoiles appartenant aux différentes composantes sont triées par leur cinématique disque mince < 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/10 Disque épais > 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/3 Halo v x ~ v y ~ v z Les étoiles appartenant aux différentes composantes sont triées par leur cinématique disque mince < 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/10 Disque épais > 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/3 Halo v x ~ v y ~ v z

Faculté des arts et des sciences Département de physique Concept de populations stellaires En 1940, Walter Baade observe M31 et saperçoit que les étoiles brillantes du bulbe et du halo ont des couleurs plus rouges que celles des bras spiraux. Les diagrammes couleur-magnitude (HR) et les distributions spatiales montrent lexistence de deux groupes distincts détoiles (concept de populations: I & II)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie DISQUE: aplati, D ~ kpc * jeunes (pop I) Z ~ 400 pc + gaz & poussière Z ~ 100 pc + * + jeunes dans les bras spiraux DISQUE: aplati, D ~ kpc * jeunes (pop I) Z ~ 400 pc + gaz & poussière Z ~ 100 pc + * + jeunes dans les bras spiraux BULBE: +/- sphérique * vieilles (pop II) BULBE: +/- sphérique * vieilles (pop II) HALO: +/- sphérique * vieilles (pop II) amas globulaires: amas détoiles M soleil HALO: +/- sphérique * vieilles (pop II) amas globulaires: amas détoiles M soleil

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie Les objets de population II voyagent sur des orbites dans toutes les directions La métallicité moyenne est C > B > A Les objets de population II voyagent sur des orbites dans toutes les directions La métallicité moyenne est C > B > A z vs type spectral (GC: amas globulaires; LPV: long period variables; RR: RR Lyraes; WD: white dwarfs) Dispersion des vitesses pour types spectraux early & late z vs type spectral (GC: amas globulaires; LPV: long period variables; RR: RR Lyraes; WD: white dwarfs) Dispersion des vitesses pour types spectraux early & late

Faculté des arts et des sciences Département de physique Populations stellaires Pop I pas homogène Étoiles jeunes près du plan Étoiles vieilles dans un disque plus épais Pop I pas homogène Étoiles jeunes près du plan Étoiles vieilles dans un disque plus épais

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie Il y a une relation directe entre v rot et z (cinématique disque- bulbe-halo) et labondance montrant lhistoire de formation différente de chacune des composantes Gilmore et al. 1989

Faculté des arts et des sciences Département de physique Composantes de la Galaxie

Faculté des arts et des sciences Département de physique Populations stellaires PropriétésPop I jeunePop I vieillePop II orbites distribution concentration vitesses (km/sec) épaisseur (pc) éléments lourds (%) masse (M soleil ) âge (années) circulaires plate bras spiraux 8-20 ~ x allongées & perturbées intermédiaire disque régulier ~ elliptiques sphérique bulbe & halo > x objets typiquesamas ouverts associations OB gaz & poussière régions HII étoiles A nébuleuses planétaires novae amas globulaires RR Lyrae (P > 0.4 j.)

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Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire pas distribués uniformément gaz & poussière nuages denses à différents T 4 types de région nuages moléculaires nuages HI Régions HII Super-bulles pas distribués uniformément gaz & poussière nuages denses à différents T 4 types de région nuages moléculaires nuages HI Régions HII Super-bulles

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire Nuages moléculaires temp. ~ 10 K régions froides et denses de poussière & de gaz plusieurs molécules: H 2, OH, CO, H 2 O, CH 3 CH 2 OH (alcool éthylique) ~ 50 types de molécules denses formation détoiles *O,B chauffent les nuages moléculaires régions HII temp. ~ 10 K régions froides et denses de poussière & de gaz plusieurs molécules: H 2, OH, CO, H 2 O, CH 3 CH 2 OH (alcool éthylique) ~ 50 types de molécules denses formation détoiles *O,B chauffent les nuages moléculaires régions HII

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire Nuages moléculaires La poussière agit comme catalyseur dans la formation de molécules: les différents éléments se rassemblent à la surface des grains les grains protègent les molécules contre le rayonnement UV des * chaudes qui dissocierait les molécules Plus une région est dense et froide (pas dexcitation thermique), plus il est facile à des étoiles de se former par effondrement gravitationnel La poussière agit comme catalyseur dans la formation de molécules: les différents éléments se rassemblent à la surface des grains les grains protègent les molécules contre le rayonnement UV des * chaudes qui dissocierait les molécules Plus une région est dense et froide (pas dexcitation thermique), plus il est facile à des étoiles de se former par effondrement gravitationnel

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire Nuages HI temp. ~ 100 K hydrogène neutre HI gaz le plus abondant temp. ~ 100 K hydrogène neutre HI gaz le plus abondant

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire Nuages HI Tout comme on a vu dans les galaxies extérieures (ex.: UGC 7170), le disque HI de la Galaxie est gauchi (warped) et épaissit vers lextérieur

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire Nuages HI HVCs Sujet de séminaire HVCs Sujet de séminaire Magellanic Stream Sujet de séminaire Magellanic Stream Sujet de séminaire Sagittarius dSph Sujet de séminaire Sagittarius dSph Sujet de séminaire

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire Régions HII temp.: K entourent les * chaudes O &B photons UV des * OB ionisent lhydrogène *O pc diamètres *B 1-10 pc temp.: K entourent les * chaudes O &B photons UV des * OB ionisent lhydrogène *O pc diamètres *B 1-10 pc

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire Super-bulles temp. ~ 10 6 K (rayons X) produit par les SN temp. ~ 10 6 K (rayons X) produit par les SN Canadian Galactic Plane Survey Sujet de séminaire

Faculté des arts et des sciences Département de physique Milieu interstellaire M gaz /M * ~ 10% M poussière /M gaz ~ 1% M gaz ~ M soleil M poussière ~ 10 8 M soleil M gaz /M * ~ 10% M poussière /M gaz ~ 1% M gaz ~ M soleil M poussière ~ 10 8 M soleil

Faculté des arts et des sciences Département de physique Outils pour étudier la Galaxie Star counts: jusquà ~1980, pas très utile à cause des problèmes dextinction dans le visible, mais depuis ~25 ans: 1.On peut travailler dans linfra-rouge 2.On a des machines à mesurer rapides & des ordinateurs 3.On a des modèles de la MW basés sur lobservation dautres galaxies qui peuvent prédire les comptes attendus Star counts: jusquà ~1980, pas très utile à cause des problèmes dextinction dans le visible, mais depuis ~25 ans: 1.On peut travailler dans linfra-rouge 2.On a des machines à mesurer rapides & des ordinateurs 3.On a des modèles de la MW basés sur lobservation dautres galaxies qui peuvent prédire les comptes attendus

Faculté des arts et des sciences Département de physique Outils pour étudier la Galaxie Spectroscopie: 1.Donne des vitesses radiales (structure) 2.Donne des abondances (formation & évolution) 3.Mais … time consuming – il faut donc bien définir les échantillons à partir de modèles (modèle de la MW différent de ce quon voit dans les galaxies extérieures !!! – dernier chapitre) Spectroscopie: 1.Donne des vitesses radiales (structure) 2.Donne des abondances (formation & évolution) 3.Mais … time consuming – il faut donc bien définir les échantillons à partir de modèles (modèle de la MW différent de ce quon voit dans les galaxies extérieures !!! – dernier chapitre)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Photométrie de surface Il faut oublier le visible IR lointain est dominé par le rayonnement de la poussière Bande optimale: IR proche (2-4 m), où les * émettent une fraction importante de leur luminosité (très peu dans lIR moyen & lointain) Absorption nest pas nulle à 2-4 m. Il faut corriger en se basant sur lobservation du MIS (HI, CO, etc) Il faut oublier le visible IR lointain est dominé par le rayonnement de la poussière Bande optimale: IR proche (2-4 m), où les * émettent une fraction importante de leur luminosité (très peu dans lIR moyen & lointain) Absorption nest pas nulle à 2-4 m. Il faut corriger en se basant sur lobservation du MIS (HI, CO, etc)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Photométrie de surface Binney & Tremaine 1987

Faculté des arts et des sciences Département de physique Photométrie de surface