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Histoire de (l’efficacité de) la formation d’étoiles dans l’Univers

Histoire de (l’efficacité de) la formation d’étoiles dans l’Univers . Damien Le Borgne - Séminaire multi-échelles AIM - 07/03/06. Quelques questions simples. Quoi ? (l’efficacité c’est quoi au juste ?) Comment ? (mesure du SFR sur des échelles cosmologiques)

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Histoire de (l’efficacité de) la formation d’étoiles dans l’Univers

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  1. Histoire de (l’efficacité de)la formation d’étoiles dans l’Univers • Damien Le Borgne - Séminaire multi-échelles AIM - 07/03/06

  2. Quelques questions simples • Quoi ? (l’efficacité c’est quoi au juste ?) • Comment ? (mesure du SFR sur des échelles cosmologiques) • Quand ? (à quel redshift ? Observations et Modèles) • Où ? (effets d’environnement ? types spectraux ?)

  3. QUOI ? • Peut-on mesurer l’efficacité de formation d’étoiles à grand redshift? ...pas vraiment sans ALMA (CO)... mais à défaut : • SFR : M*/an. Proportionnel à la masse (en gaz) de la galaxie, pour une efficacité donnée • SFE=SFR/Mgaz≠ SSFR=SFR/M* • b=SFR/<SFR> ~ SFR / (2M*/tvie) • PB: SFR dépend de l’efficacité et de la quantité de gaz disponible (=> apport de gaz ? à quel rythme ?... : hypothèse sur l’âge d’une galaxie)

  4. Comment ? • Mesure de SFR • modèles par synthèse spectrale (photométrie dans l’UV ou le bleu) • calibration (OII, Halpha, IR, radio) • inversion (MOPED, etc.) • Mesure de M* • histoire de formation d’étoiles (M/LK) • IMF

  5. QUAND ? (à quel redshift ?) Observations : Diagramme de Lilly / Madau ρ*(z) (Msun/yr/Mpc3) Madau 1996 compilation: Hopkins et al 2004,2006 Gemini Deep Deep Survey,Juneau et al 2005

  6. QUAND ? (à quel redshift ?) b=SFR/<SFR> ~ SFR / (2M*/tvie) 1 Gyr 10 Gyr Bell et al. 2005

  7. (Autre façon de voir) “Downsizing” Gemini Deep Deep Survey,Juneau et al 2005

  8. QUAND ? (à quel redshift ?) • Modèles : SFR(z) = eff(z) x Mgaz(z)ou loi de Schmidt ? (sSFR = eff x sgazα, avec α≈1.3) • Mgaz(z) : “closed box” model, “infall” ou merging • eff(z) :- eff(z)=cte : SFR= A * Mgaz- eff=f(type de Hubble) ad hoc (“monolithique”)- efficacité proportionnelle à 1/tdyn, croissante avec z- efficacité = C x (Msmall/Mbig) a (“hiérarchique”)

  9. Deux approches • Hiérarchique • Somerville et al 2001 (SAM): l’efficacité doit augmenter avec le redshift (merging ou 1/tdyn ?) • Rasera & Tessier 2006 (hydro): • “Monolithique”: zform>5 • early types (elliptiques) : grande efficacité, petite échelle de temps • late types (spirales) : petite efficacité, grande échelle de temps • => Couleurs à z=0, comptages profonds, zphot t*=1.5-3 Gyr (Gyr-1)

  10. Où ? • Effets d’environnement/morphologie : plus efficace dans les mergers ? (Young et al 1999) • Séquence de Hubble ? (paramètres=efficacité et tchute) • “bimodalité”: formation d’étoiles quasi inexistante dans les galaxies sphéroidales = pas de gaz (vents ?) ou efficacité petite ? Mergers efficacité

  11. “modes” de formation d’étoiles Continue ou avec sursauts épisodiques (car fusions, interactions, ou instabilités) ? Galaxies “post-Starburst” : HDS Le Borgne et al 2006

  12. Histoires détaillées Post-starburst Spirales Elliptiques Le Borgne et al 2006

  13. Conclusions • En attendant mieux, on modélise SFR=eff(z).Mgaz(z)mais on observe SSFR=SFR/M* • Les simulations cosmologiques et l’approche “monolithique” suggèrent une efficacité moyenne plus grande à grand redshift. Efficacité “moyenne” 1/eff=t* ≈ 1-5 Gyr ? (Dépendente du type, et du redshift ?) • Le mode de formation d’étoiles (quiescent ou sursauts) est encore mal connu. Signes de formation par sursauts importants dominants à grand z. Les fusions de galaxies augmentent l’efficacité ?

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