Détermination de la matière noire dans la Galaxie: Utilisation des amas globulaires et des pulsars Jacques Colin (OCA-Artémis) Bertrand Dauphole (Observatoire de Bordeaux) Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Objectifs Déterminer un potentiel de la Galaxie cohérent avec la distribution des amas globulaire et de Son évolution. La densité et la masse déduites de ce potentiel seront une information supplémentaire sur la quantité de matière noire et sa distribution dans la Galaxie Méthode 1- Obtenir les 6 coordonnées ( position et vitesse) de chaque amas 2- Déterminer la distance des AG par rapport au centre galactique et leur répartition 3- Intégrer les mouvements à l’aide des potentiels existants 4- Déterminer les apocentres correspondant à chaque orbite 5- Constater ou non la stationnarité de la distribution dans le temps 6- Si ce n’est pas stationnaire rechercher un potentiel mieux adapté 7- En déduire la quantité et la masse de matière noire dans la Galaxie Données d’observations nécessaires 1- Coordonnées galactiques l, b et distance d 2- Vitesse radiale 3- Mouvement propre ( puis vitesse tangentielle) Ce dernier mouvement peut être obtenu, entre autres méthodes, par le chronométrage des pulsars contenus dans les amas. Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Distribution des amas globulaires en fonction de leur distance au centre galactique Dauphole, B., & Colin, J. 1995, A&A, 300, 117 Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

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Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Potentiel et densité adoptés pour le bulbe, le disque et le halo Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Dauphole, B., & Colin, J. 1995, A&A, 300, 117 Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Dauphole, B., & Colin, J. 1995, A&A, 300, 117 Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Conclusion provisoire Le résultat obtenu indique qu’il faut un halo de matière noire important (en masse) pour avoir un système d’amas globulaires dont la distribution soit à la fois cohérente avec les observations et stationnaire malgré l’évolution dynamique. Ces premiers travaux menés il y a 8 ans étaient incomplets car obtenus avec trop peu de données Pour améliorer ces résultats, il faut : - augmenter le nombre de mouvement propres - améliorer la précision de ces mouvements La détermination des mouvements propres des pulsars situés dans les amas globulaires est l’une des méthodes possibles pour obtenir les mouvements propres et donc améliorer ces résultats préliminaires Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Détermination du mouvement propre des amas globulaires Méthodes classiques 1- Déterminer l’appartenance ou non à l’amas globulaires, d’étoiles sélectionnées 2- Mesure de leur mouvement angulaire : position à différentes époques par rapport des objets de références ( supposés fixes ( quasars) ou dont on connaît bien le mouvement ( étoiles de référence)) 3- Déduction de la vitesse transverse en utilisant la distance Utilisation des pulsars - La vitesse mesurée est généralement dominée par la vitesse de l’amas - Plusieurs pulsars dans l’amas pour éliminer les vitesses particulières Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Les sous- populations de pulsars 233 ont un mouvement propre mesuré Venn diagram showing the numbers and locations of the various types of radio pulsars known as of January 2005. The large and small Magellanic clouds are denoted by LMC and SMC. Lorimer, Duncan R. Living Reviews in Relativity, vol. 8, no. 7 Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Caractéristiques temporelles des pulsars The diagram showing the current sample of radio pulsars. Binary pulsars are highlighted by open circles. Theoretical models [64] do not predict radio emission outside the dark blue region. Figure provided by Michael Kramer. Lorimer, Duncan R. Living Reviews in Relativity, vol. 8, no. 7 Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Méthodes de mesure du mouvement propre des pulsars ( Hobbs et al 2005) 233 mouvements propres 58 % MÉTHODE DE CHRONOMÉTRAGE 41 % INTERFÉROMÉTRIE RADIO 1 % IMAGERIE OPTIQUE ( MÉTHODE CLASSIQUE) Dans ce catalogue 23 sont des pulsars ms et12 sont situés dans des amas globulaires Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Les pulsars milliseconde Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 1700 pulsars répertoriés 233 dont 23 ms ont leur mouvement propre connu 103 pulsars dans 28 amas globulaires ( dont 31 dans Terzan 5 et 22 dans 47 TUC) dont 88 pulsars P < 10 ms 8 pulsars 10 < P < 100 ms 6 pulsars 100 < P < 1000 ms 1 pulsar P > 1000 ms 78 binaires et 25 isolés 13 dont on connaît déjà le mouvement propre m Demande à Nançay Combien de pulsars peuvent être observés parmi les candidats ( compatibilité: distance, latitude etc) Durée du programme ? Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006 Les pulsars dans 47 TUC Atelier Pulsars - IAP 16-17/01/2006

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