Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 8:Satellites de la Galaxie LMC & SMC Naines sphéroïdales.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 8:Satellites de la Galaxie LMC & SMC Naines sphéroïdales Cours 8:Satellites de la Galaxie LMC & SMC Naines sphéroïdales

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Importance des galaxies naines les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans lUnivers les naines dominent les comptes dans les surveys profonds les naines dominent la fonction de luminosité des galaxies locales les naines sont les buildings blocks des galaxies plus grandes dans le scénario damoncellement hiérarchique les naines les plus faibles ne peuvent être observées que dans le Groupe Local (les plus brillantes dans Virgo) les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans lUnivers les naines dominent les comptes dans les surveys profonds les naines dominent la fonction de luminosité des galaxies locales les naines sont les buildings blocks des galaxies plus grandes dans le scénario damoncellement hiérarchique les naines les plus faibles ne peuvent être observées que dans le Groupe Local (les plus brillantes dans Virgo)

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Importance des galaxies naines Pente montante aux faibles luminosités beaucoup de galaxies naines Corrigée: Ex. Biais de Malmquist

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Importance des galaxies naines LF varie un peu en fonction de lenvironnement –Virgo: la pente du côté faible est abrupte dEs sont > 50% de toutes les galaxies (Trentham et al) –Groupe Local: monte rapidement (mais moins) aux faibles luminosités (Mateo 1998) La fonction de masse HI est semblable Mateo 1998

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines du Groupe Local Mateo (1998) ARAA, 36, 435 Nombre total de naines: ~ 40 –Magnitude limits: (plus faibles que ~ -18) Ursa Minor ~ -7.6 NGC 205 ~ -16.0 –Masse (dynamique) DDO 210 ~ 5.4 x 10 6 M 0 M32 ~ 2.1 x 10 9 M 0 –M(HI)/M TOT Plusieurs < 0.001 Leo A ~ 0.72 Corrélation Morphologie - Distribution

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines du Groupe Local Elliptiques naines –Concentrées autour de M31 –M32, N147, N205, N185 –Peu de gaz, pop. II –N147, N185, N205 –Supportées par la rotation Naines irrégulières –Partout, surtout en périphérie –Beaucoup de gaz (HI), pops stellaires mixtes –Supportées par la rotation Intermediaire/Transition –Un peu de gaz, un peu de SF, certaines avec de très vieilles étoiles –Pas supportées par la rotation Naines Spheroïdales (dSphs) –Satellites de MW, M31 –SFH complexe –Gaz ? –Ressemblent aux amas globulaires, mais avec DM –grand σ/ V rot

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines du Groupe Local Carignan, Beaulieu & Freeman 1990

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Différence entre les Ell.s et les naines Ell.s Cercles ouverts = naines elliptiques; cercles pleins = elliptiques Naines -> plus faible brillance de surface e

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Galaxies dSphs Les satellites les plus faibles de la Galaxie M V jusquà -8 Très faible brillance de surface Masse totale ~ 10 7 M sol Les vitesses radiales des étoiles individuelles de plusieurs des dSphs donnent des M/L très élevés: les plus faibles ont M/L > 100

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Galaxies dSphs

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique La dispersion des vitesses dans la galaxie dSph Fornax approximativement constante avec la rayon (Mateo 1997). Fornax est la plus brillante des dSph avec M/L V 10 ( M/L V = 2 à partir de son contenu stellaire) Attendu pour M/L constant

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique M/L pour LG Mateo 1998 M/Ls pour les dSphs. Certaines ont M/L > 100. La courbe est pour une composante lumineuse avec M/L = 5 plus un halo avec M = 2.5 x 10 7 M sol. Mateo 1997 0 /I 0 M tot /L V

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Ell.s vs dSphs

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique CMD du Groupe Local Mateo 1998

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Corrélation Morphologie - Distribution Grebel 1998

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Corrélation Morphologie - Distribution

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines irrégulières (Irrs) Majorité des Irrs sont gas rich Majorité ont un taux de formation détoiles élevé Majorité des Irrs sont des objets distants (sauf les MCs) LMCSMCIC 5152 NGC 6822

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines sphéroïdales Leo I Fornax

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines Irr (SMC) E (NGC 205)

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines Irr (IC10)

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Naines Irr (IC10) Image B profonde Image HI + B Image HI

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Fonction de luminosité Pritchet & van den Berg 1999

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Métallicité vs M v Mateo 1998 sagittarius

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution chimique Galactique: Une fonction de la masse de la galaxie La masse totale visible semble être ce qui détermine lévolution chimique globale de la galaxie

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique Star Formation History (SFH)

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique Star Formation History (SFH)

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique Diagramme HR (CMD) Branche des géantes rouges Metallicité +age RR-Lyrae variables Distance MS turnoff AGE

29 Faculté des arts et des sciences Département de physique Synthèse de population Initial mass function Stellar evolution theory: isochrones Assumed SFR(t) (Assumed?) Chemical evolution Synthetic color- magnitude diagram +errors

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique Synthèse de population Modèles pour différentes populations qui cohabitent diagramme observé: régions de comparaison de nombres Modèle final adopté

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Les systèmes simples: Star Formation History dune naine sphéroïdale Leo I Diagramme du modèle CMD adopté Diagramme Couleur-Magnitude observé SFR(t)

32 Faculté des arts et des sciences Département de physique SFH pour les dIrrs

33 Faculté des arts et des sciences Département de physique SFH pour les dSphs

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique SF dans les dSphs Carignan et al. 1998 Bouchard, Carignan, & Staveley-Smith 2006 Pour quil y ait formation détoiles, ça prend un réservoir de gaz ! St-Germain et al. 1999

35 Faculté des arts et des sciences Département de physique Star Formation History

36 Faculté des arts et des sciences Département de physique Quelques conclusions Il ny a pas 2 galaxies dans le LG qui ont des SFH semblables Plus petite est une galaxie plus intermittent est son SFH Les vieilles galaxies, de faible masse et pauvre en gaz sont près des spirales géantes Les galaxies riches en gaz et formant des étoiles sont isolées Des mergers mineurs et des intractions gravitationnelles sont observées De la SF dans les queues de marée est observée La quantité totale de matière lumineuse semble être importante pour: Évolution chimique Époque de SF (SFH)

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique LMC & SMC

38 Faculté des arts et des sciences Département de physique LMC & SMC Putman et al. 1998 séminaire

39 Faculté des arts et des sciences Département de physique LMC & SMC Kim et al. 1998

40 Faculté des arts et des sciences Département de physique LMC & SMC Kim et al. 1998

41 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution dynamique du LMC LMC/SMC + MW: ensemble le plus proche de systèmes en interaction D ~ 50-60 kpc Vitesses radiales sont élevées: oV LMC = 325 km/s oV SMC = 175 km/s Donc, on peut facilement différencier cinématiquement les étoiles et le gaz des MCs et de la MW

42 Faculté des arts et des sciences Département de physique Difficulté pour M 31 Cram, Roberts & Whitehurst 1980) MW

43 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution dynamique du LMC Brüns et al. 2004 – single dish Hindman 1961 Putman et al. 1998 Mathewson et al. 1974 Magellanic Stream V LSR ~ 650 km/s étendue ~ 100 o Leading arm ~ 180 o

44 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution dynamique du LMC Difficile à modéliser pcq pas toute linfo 3D (très près)

45 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution dynamique du LMC (gauche): distance des MCs du centre galactique (droite): distance entre les nuages de Magellan approche

46 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution dynamique du LMC (simulations n-corps)

47 Faculté des arts et des sciences Département de physique Évolution dynamique du LMC (simulations SPH (gaz)) Observations HI Modèle SPH

48 Faculté des arts et des sciences Département de physique dSph Sagittarius

49 Faculté des arts et des sciences Département de physique Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 1.0

50 Faculté des arts et des sciences Département de physique Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 0.7