Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 6: Galaxies à grands z Formation de spirales et delliptiques.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 6: Galaxies à grands z Formation de spirales et delliptiques Évolution des galaxies

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

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Redshift desert 1 < z < 2.5 Terme utilisé en 1999-2000Terme utilisé en 1999-2000 Disparu en 2004 après les travaux de SteidelDisparu en 2004 après les travaux de Steidel Raie [OII] 3727 rendue dans lIRRaie [OII] 3727 rendue dans lIR Lyman-a dans lUVLyman-a dans lUV

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Redshift desert 1 < z < 2.5 [OII] 3727 dans lIR proche L dans lUV (rest frame)

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Redshift desert 1 < z < 2.5 Effet de sélection observationnel desert

6 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 Galaxies Lyman-break sont des régions très actives de SF = liées au nombre * massives Galaxie Lyman-break: (U-G) > 1.0 & (G-R) 1.0 & (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) 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)

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

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

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

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

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

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

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

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

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Z Photométrique (2MASS) z m = z photométrique z m = z photométrique Z t = z mesurée (true) Z t = z mesurée (true) Q = (H-K) + f * (J-H) Q = (H-K) + f * (J-H) f = 0.644 = paramètre libre f = 0.644 = paramètre libre

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

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique HDF -Hubble Deep Field Champ ~ 2 arcminChamp ~ 2 arcmin 342 exp.s du 18 au 28 décembre 1995 avec WFPC2342 exp.s du 18 au 28 décembre 1995 avec WFPC2 42.7 heures (300 nm), 33.5 heures (450 nm), 30.3 heures (606 nm) et 34.3 heures (814 nm)42.7 heures (300 nm), 33.5 heures (450 nm), 30.3 heures (606 nm) et 34.3 heures (814 nm) 3000 objets (à peu près toutes des galaxies)3000 objets (à peu près toutes des galaxies)

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique HDF -Hubble Deep Field

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

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

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

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

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique HUDF Hubble Ultra Deep Field 2003-04 400 orbites 2X HDF exp. ~ 11.3 j 09-03/01-04

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique HUDF - mergers

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique HUDF-JD2 HUDF-JD2 - z ~ 6.5 cad t ~ 0.7 GyrHUDF-JD2 - z ~ 6.5 cad t ~ 0.7 Gyr Mais z = zphotMais z = zphot Pourrait être z ~ 2.5 avec beaucoup de poussière !Pourrait être z ~ 2.5 avec beaucoup de poussière !

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique HUDF-JD2

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique HUDF-JD2 Mobasher et al. 2005

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

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

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

32 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 = mesure du degré de support grav. du système dû à la rotation = rapport de laccélération centrifuge g ~ v c 2 /r sur laccélération gravitationnelle g ~ GM/r 2 = rapport de laccélération centrifuge g ~ v c 2 /r sur laccélération gravitationnelle g ~ GM/r 2

33 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 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 = 0.5 pour un disque auto-gravitant en rotation = 0 pour un sphéroïd sans rotation = 0 pour un sphéroïd sans rotation valeur typique ~ 0.08 (Peebles 1969, 1971)

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques (Warren et al. 1992) ~ 0.05 des halos sombres dans les simulations

35 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 ~ 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 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 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 dun facteur 100 Un collapse de ~ 0.05 à ~ 0.5 demande que le disque se contracte dun facteur 100

36 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 dun facteur 100 prendrait ~ 10 11 ans = 7 x temps de Hubble ! Solution: Fall & Efstathiou (1980)

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation de disques Fall & Efstathiou (1980) ont réalisé que la façon de sen sortir était de supposer que le disque collapse à lintérieur dun halo sombre avec (r) ~ r -2 v c = cste r tFall & Efstathiou (1980) ont réalisé que la façon de sen sortir était de supposer que le disque collapse à lintérieur dun halo sombre avec (r) ~ r -2 v c = cste r t

38 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 déchelle de longueur, déterminé par la vitesse circulaire v c, J d /M d = 2 v c / Si on suppose que le gaz collapse dans le halo et forme un disque exponentiel déchelle 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 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

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

40 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques Simulations cosmologiques: N-body + gaz + formation détoiles + feedback Simulations cosmologiques: N-body + gaz + formation détoiles + feedback Résolution suffisante pour déterminer le type morphologique des galaxies Résolution suffisante pour déterminer le type morphologique des galaxies Présence des différentes composantes – disques, barres, sphéroïdes est déterminée par laccrétion du gaz et les mergers (petits ou gros) Présence des différentes composantes – disques, barres, sphéroïdes est déterminée par laccrétion du gaz et les mergers (petits ou gros) Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155

41 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques Les disques se forment par la déposition lente du gaz au centre des halos sombres Les disques se forment par la déposition lente du gaz au centre des halos sombres Les sphéroïdes se forment par le mélange résultant de mergers de masses comparables Les sphéroïdes se forment par le mélange résultant de mergers de masses comparables Les barres se forment par les forces de marée générées par des satellites. Les barres se forment par les forces de marée générées par des satellites. Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155

42 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques Dark halo ~ 2.5 x 10 12 M sol à z = 0 Dark halo ~ 2.5 x 10 12 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 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) Évolution z = 4 z = 0 (mergers à z ~ 3.3 et z ~ 0.6) Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155

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

44 Faculté des arts et des sciences Département de physique z = 3.3, merger de 2 disques de même dimension z = 3.3, merger de 2 disques de même dimension z =3.15, déjà le progéniteur dun bulbe avec burst de SF (1.6 x 10 10 M sol gas étoiles en 300 Ma) z =3.15, déjà le progéniteur dun bulbe avec burst de SF (1.6 x 10 10 M sol gas étoiles en 300 Ma) Pendant le burst M R ~ -25 (compatible avec Lyman-break) Pendant le burst M R ~ -25 (compatible avec Lyman-break) Formation hiérarchique des différents types morphologiques

45 Faculté des arts et des sciences Département de physique De z = 3 à z = 1.8, masse baryonique augmente de 50% (accrétion de IGM formation dun disque SFR: 20 M sol /a (z=3) 8 M sol /a (z=1.8) De z = 3 à z = 1.8, masse baryonique augmente de 50% (accrétion de IGM formation dun 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) 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 Disque -1 = 1.5 kpc – bulbe r 1/4 r eff ~ 1 kpc Formation hiérarchique des différents types morphologiques

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

47 Faculté des arts et des sciences Département de physique À z = 0.7, merger majeur avec une galaxie ½ masse 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) 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 z = 0, E normale, V ~ 310 km/s, r eff ~ 1.3 kpc (B-V) ~ 1.0 Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155 Formation hiérarchique des différents types morphologiques

48 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques Ceci démontre que le type morphologique est un phénomène transitoire pendant la vie de la galaxie Ceci démontre que le type morphologique est un phénomène transitoire pendant la vie de la galaxie La séquence de Hubble est une signature de lhistoire daccrétion des galaxies dans le scénario damoncellement hiérarchique La séquence de Hubble est une signature de lhistoire daccrétion des galaxies dans le scénario damoncellement hiérarchique Un système bulbe/disque peut se construire et se reconstruire par une accrétion lente de gaz sur le résultat dun merger Un système bulbe/disque peut se construire et se reconstruire par une accrétion lente de gaz sur le résultat dun merger Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155