Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 8: Galaxies à grands z Formation de spirales et d’elliptiques Évolution des galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique 4 séminaires:  The redshift desert  Sloan  2dF  Strong gravitational lensing

Faculté des arts et des sciences Département de physique Définitions  Lyman-break (UV drop-out)  Photometric redshifts:  SEDs  Colors  Distribution en z  Comparaison HST WFPC2 vs NICMOS

Faculté des arts et des sciences Département de physique Lyman-break (UV drop-out)  Galaxies Lyman-break sont des régions très actives de SF = liées au nombre * massives  Galaxie Lyman-break: (U-G) > (G-R) & (G- R) < 1.2 & R < 25.5 (pour follow-up spectroscopique)  Ex.: Dans 1000 Mpc 3, boite à z ~ 2.5, il y a 10 galaxies Lyman-break avec R < 25.5 (le nombre de galaxies diminue pour z ~ 3-4)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Lyman break z~3 from Pettini (2003) Le rest-frame spectre UV de ces galaxies ressemble beaucoup à une galaxie starburst locale.

Faculté des arts et des sciences Département de physique Lyman-break (UV drop-out)  UV loitain, flux dominé par les étoiles massives  Red, green, UV conçus pour trouver les galaxies à grands z  Pas de flux en UV

Faculté des arts et des sciences Département de physique Lyman-break galaxies Dickinson web page

Faculté des arts et des sciences Département de physique Lyman-break galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique Z Photométrique (SEDs)  Couleur type morphologique  Type morphologique SED  SED fit photométrie  Fit z

Faculté des arts et des sciences Département de physique Z Photométrique (SEDs) Exemples dans le HDF - S

Faculté des arts et des sciences Département de physique Z Photométrique (SEDs)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Z Photométrique (2MASS) 10% 20% 30%

Faculté des arts et des sciences Département de physique Z Photométrique (2MASS)  z m = z photométrique  Z t = z mesurée (true)  Q = (H-K) + f * (J-H)  F = = paramètre libre

Faculté des arts et des sciences Département de physique Distribution en z  La différence montre le fort clustering des galaxies à grands z  La présence d’un si grand clustering à grands z montre que les galaxies se sont formées aux pics de la distribution de matière  Avec le temps, la gravité amplifie ces régions denses (amas riches) Attendue Observée séminaire

Faculté des arts et des sciences Département de physique HST WFPC2 (optical) vs NICMOS (IR)

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Faculté des arts et des sciences Département de physique HST WFPC2 (optical) vs NICMOS (IR)

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Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques

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Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques  Comment les protogalaxies acquièrent-elles leur moment angulaire ?  Dans le scénario d’amoncellement hiérarchique, les protogalaxies se forment par l’agglomération de plus petites unités sous l’effet de la gravité  Les tidal torques provenant des autres protogalaxies vont créer le moment angulaire  Spin parameter (Peebles 1971, Fall & Efstathiou 1980)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques Spin parameter: J = moment angulaire total E = énergie du système M = masse du système G = constante grav.   = mesure du degré de support grav. du système dû à la rotation  = rapport de l’accélération centrifuge g  ~ v c 2 /r sur l’accélération gravitationnelle g ~ GM/r 2

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques  moment angulaire = J ~ (M r v c )  Binding energy = E ~ G M 2 /r  Le paramètre de spin prend 2 valeurs caractéristiques pour des objets simples:  = 0.5 pour un disque auto-gravitant en rotation  = 0 pour un sphéroïde sans rotation valeur typique ~ 0.08 (Peebles 1969, 1971)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques (Warren et al. 1992) ~ 0.05

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques  Si ~ 0.05, comment les disques tournent-ils si rapidement avec ~ 0.5 ?  Si le disque est lié par sa propre masse, alors E ~ R -1 (R = rayon du disque)  Si J est conservé pendant le collapse, va comme E 1/2 ~ R -1/2  Un collapse de ~ 0.05 à ~ 0.5 demande que le disque se contracte d’un facteur 100

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques  2 problèmes:  Le disque proto galactique de la MW devrait être ~ 20 kpc x 100 ~ 2 Mpc ! – plus grand que le Groupe Local  Une contraction d’un facteur 100 prendrait ~ ans = 7 x temps de Hubble !  Solution: Fall & Efstathiou (1980)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques Fall & Efstathiou (1980) ont réalisé que la façon de s’en sortir était de supposer que le disque collapse à l’intérieur d’un halo sombre avec  (r) ~ r -2 v c = cste r t

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques  Si on suppose que le gaz collapse dans le halo et forme un disque exponentiel d’échelle de longueur , déterminé par la vitesse circulaire v c, J d /M d = 2 v c /   Puisque le gaz et le halo ressentent le même torque J d /M d = J h /M h et que le moment angulaire est conservé ~ 10

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques  Formation de disques: 1.Protogalaxie forme par agglomération de petites entités (fluctuations initiales) 2.Spin est acquis par le torque exercé par les galaxies voisines 3.Gaz collapse dans des halos sombres pré-existants (collapse factor ~ 10)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques  Dark halo ~ 2.5 x M sol à z = 0   CDM avec  M = 0.3,   = 0.7,  b = 0.019h -2 h = H 0 /(100 km/s/Mpc) = 0.65  Évolution z = 4 z = 0 (mergers à z ~ 3.3 et z ~ 0.6) Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques  z = 4, M b ~ 3 x M sol (gaz & étoiles)  Disque: Diam (petit) ~ 3 kpc – V rot ~ 180 km/s  SF a commencé ~ z = 10 avec SFR ~ 30 M sol /an  Étoiles jeunes (bleues) < 200 x 10 6 ans

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques  z = 3.3, merger de 2 disques de même dimension  z =3.15, déjà le progéniteur d’un bulbe avec burst de SF (1.6 x M sol gas étoiles en 300Ma)  Pendant le burst M R ~ -25 (compatible avec Lyman-break)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques  De z = 3 à z = 1.8, masse baryonique augmente de 50% (accrétion de IGM formation d’un disque SFR: 20 M sol /a (z=3) 8 M sol /a (z=1.8)  z = 1.8, M R = -22 Sa/Sb (70% exp. disque – 30% bulbe)  Disque  -1 = 1.5 kpc – bulbe r 1/4 r eff ~ 1 kpc

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques  De z = 1.8 à z = 0,7, accrétion d’un satellite (ex.: Sagittarius & MW)  Effet principal: formation d’une barre ~ z = 1.62  Bar ~ 2.5 kpc & R cr ~ 3 kpc stable sur 30 orbites  M baryons ~ 70% pour r < 3pc (disque maximum)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques  À z = 0.7, merger majeur avec une galaxie ½ masse  À z = 0.6, 2 Sp E, système triaxial & le 10% de gaz restant * (tombe au centre burst)  z = 0, E normale,  V ~ 310 km/s, r eff ~ 1.3 kpc (B-V) ~ 1.0 Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155