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

Présentation au sujet: "Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 8: Galaxies à grands z Formation de spirales et d’elliptiques."— Transcription de la présentation:

1 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

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

3 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

4 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) > 1.0 + (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)

5 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.

6 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

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

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

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

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

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

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

13 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 = 0.644 = paramètre libre

14 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

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

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

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

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

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

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

21 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)

22 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

23 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)

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

25 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

26 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 ~ 10 11 ans = 7 x temps de Hubble !  Solution: Fall & Efstathiou (1980)

27 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

28 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

29 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)

30 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   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

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Formation hiérarchique des différents types morphologiques  z = 4, M b ~ 3 x 10 10 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

32 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 10 10 M sol gas étoiles en 300Ma)  Pendant le burst M R ~ -25 (compatible avec Lyman-break)

33 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

34 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)

35 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