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PHY 6790: Astronomie galactique

PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 8:Satellites de la Galaxie LMC & SMC Naines sphéroïdales. Importance des galaxies naines. les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans l’Univers les naines dominent les comptes dans les surveys profonds

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PHY 6790: Astronomie galactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 8:Satellites de la Galaxie LMC & SMC Naines sphéroïdales

  2. Département de physique Importance des galaxies naines • les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans l’Univers • 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 d’amoncellement hiérarchique • les naines les plus faibles ne peuvent être observées que dans le Groupe Local (les plus brillantes dans Virgo)

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

  4. Département de physique Importance des galaxies naines • LF varie un peu en fonction de l’environnement • 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. 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 106 M0 • M32 ~ 2.1 x 109 M0 • M(HI)/MTOT • Plusieurs < 0.001 • Leo A ~ 0.72 • Corrélation Morphologie - Distribution

  6. 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 grandσ/Vrot Département de physique Naines du Groupe Local

  7. Département de physique Naines du Groupe Local Carignan, Beaulieu & Freeman 1990

  8. 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 surfaceme

  9. Département de physique Galaxies dSphs Les satellites les plus faibles de la Galaxie MV jusqu’à -8 Très faible brillance de surface Masse totale ~ 107 Msol Les vitesses radiales des étoiles individuelles de plusieurs des dSphs donnent des M/L très élevés: les plus faibles ont M/L > 100

  10. Département de physique Galaxies dSphs

  11. Département de physique Attendu pour M/L constant 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/LV 10 ( M/LV = 2 à partir de son contenu stellaire)

  12. Département de physique M/L pour LG r0/I0 Mtot/LV 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 107 Msol. Mateo 1997 Mateo 1998

  13. Département de physique Ell.s vs dSphs

  14. Département de physique CMD du Groupe Local Mateo 1998

  15. Département de physique Corrélation Morphologie - Distribution Grebel 1998

  16. Département de physique Corrélation Morphologie - Distribution

  17. Département de physique Naines irrégulières (Irrs) LMC SMC IC 5152 • Majorité des Irrs sont gas rich • Majorité ont un taux de formation d’étoiles élevé • Majorité des Irrs sont des objets distants (sauf les MCs) NGC 6822

  18. Département de physique Naines sphéroïdales Leo I Fornax

  19. Département de physique Naines Irr (SMC) E (NGC 205)

  20. Département de physique Naines Irr (IC10)

  21. Département de physique Naines Irr (IC10) Image B profonde Image B Image HI Image HI + B

  22. Département de physique Fonction de luminosité Pritchet & van den Berg 1999

  23. Département de physique Métallicité vs Mv sagittarius Mateo 1998

  24. Département de physique Évolution chimique Galactique:Une fonction de la masse de la galaxie La masse totale visible semble être ce qui détermine l’évolution chimique globale de la galaxie

  25. Département de physique

  26. Département de physique Star Formation History (SFH)

  27. Département de physique Star Formation History (SFH)

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

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

  30. Département de physique Synthèse de population Modèles pour différentes populations qui cohabitent diagramme observé: régions de comparaison de nombres Modèle final adopté

  31. Département de physique Les systèmes simples:Star Formation History d’une naine sphéroïdale Leo I SFR(t) Diagramme Couleur-Magnitude observé Diagramme du modèle CMD adopté

  32. Département de physique SFH pour les dIrrs

  33. Département de physique SFH pour les dSphs

  34. Département de physique SF dans les dSphs Carignan et al. 1998 Bouchard, Carignan, & Staveley-Smith 2006 Pour qu’il y ait formation d’étoiles, ça prend un réservoir de gaz ! St-Germain et al. 1999

  35. Département de physique Star Formation History

  36. Département de physique Quelques conclusions • Il n’y 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. Département de physique LMC & SMC

  38. Département de physique LMC & SMC Putman et al. 1998 séminaire

  39. Département de physique LMC & SMC Kim et al. 1998

  40. Département de physique LMC & SMC Kim et al. 1998

  41. 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: • VLMC = 325 km/s • VSMC = 175 km/s • Donc, on peut facilement différencier cinématiquement les étoiles et le gaz des MCs et de la MW

  42. Département de physique Difficulté pour M 31 MW MW Cram, Roberts & Whitehurst 1980)

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

  44. Département de physique Évolution dynamique du LMC Difficile à modéliser pcq pas toute l’info 3D (très près)

  45. Département de physique Évolution dynamique du LMC approche • (gauche): distance des MCs du centre galactique • (droite): distance entre les nuages de Magellan

  46. Département de physique Évolution dynamique du LMC(simulations n-corps)

  47. Département de physique Évolution dynamique du LMC(simulations SPH (gaz)) Modèle SPH Observations HI

  48. Département de physique dSphSagittarius

  49. Département de physique Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 1.0

  50. Département de physique Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 0.7

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