La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

Andrea Cattaneo Astrophysikalisches Institut Potsdam

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Andrea Cattaneo Astrophysikalisches Institut Potsdam"— Transcription de la présentation:

1 Andrea Cattaneo Astrophysikalisches Institut Potsdam
MUSE et le Spitzer Extended Deep Survey Andrea Cattaneo Astrophysikalisches Institut Potsdam Andrea Cattaneo MUSE/SEDS

2 La fonction de masse des galaxies
J microns H microns K microns Andrea Cattaneo UNIVERS LOCAL

3 La relation entre g-r et Mr dans le SDSS
Blanton et al 03 Baldry et al 03 g microns r microns Andrea Cattaneo UNIVERS LOCAL

4 La bimodalité des galaxies
Halos de petite masse : Accroissement de gaz froid Spirales bleues Halos massifs : Fusion Elliptiques rouges Cattaneo et al. 06, 08 (GalICS) Image : Cattaneo et al. 09 Andrea Cattaneo UNIVERS LOCAL

5 La transition galaxies bleues/galaxies rouges MUSE A Z INTERMEDIAIRES
Fusions? Retroaction des trous noirs? MUSE: z < 1 : cinématique resolue z > 0.7 : vents galactiques Raies d’absorption du Mg à 2800 angstroms Resolution z ~ 0.7 ~1kpc Andrea Cattaneo MUSE A Z INTERMEDIAIRES

6 Spitzer @ z ~6 IRAC 3.6 microns  band g IRAC 4.5 microns  band r
Relation couleur - magnitude ! Andrea Cattaneo MUSE/SEDS

7 Spitzer @ z ~ 2-4 IRAC 3.6 microns  band J @ z ~ 2
Fonction de masse des galaxies Andrea Cattaneo MUSE/SEDS

8 Les halos de matière noire des galaxies
Fonctions de correlation dans le SEDS Relation masse stellaire - masse du grand z Andrea Cattaneo MUSE/SEDS

9 Spitzer Extended Deep Survey
P.I. : G. Fazio (Harvard) 2108 heures de temps de télescope, 0.9 degrées carrés 10,000 z ~ 4-6 jusqu’à 5 x 109MSol 1000 z ~ z ~ 7 Follow-up avec Herschel, ALMA, JWST, ELT, MUSE Andrea Cattaneo MUSE/SEDS

10 Pourquoi MUSE est important pour SEDS?
Décalage spectraux spectroscopiques Taux de formation stellaires Vents galactiques Pourquoi SEDS est important pour MUSE? Masses et ages stellaires des émeteurs Lyman z ~ 5 - 7 Avec du stacking jusqu’à MSol Nature des émetteurs Lyman alpha Emision Lyman alpha de la formation stellaire vs. émission Lyman alpha du rayonnement de refroidissement Andrea Cattaneo MUSE/SEDS

11 Relation masse stellaire - taux de formation stellaire
Comparaison des données avec : Mare Nostrum hydrodynamique et GalICS semianalytique SFR (M/yr) Mstellar (M) Andrea Cattaneo MUSE/SEDS

12 Réflexion sur la choix des champs MUSE
Medium Deep Field Survey, 50 arcmin2, 500h de GTO Extended GOODS South/CHANDRA Deep Field South 30 arcmin x 30 arcmim Septembre Avril 2011 Inclue le Hubble Ultra Deep Field 11 arcmin2 , galaxies COSMOS/UltraVISTA 10 arcmin x 1 dégrée Juin Juillet 2011 Andrea Cattaneo MUSE/SEDS


Télécharger ppt "Andrea Cattaneo Astrophysikalisches Institut Potsdam"

Présentations similaires


Annonces Google