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Astronomie Extragalactique

Astronomie Extragalactique. Cours 2: Profils de luminosité, profils de densité, structure des disques & ISM (HI, HII, H 2 ). Profils de luminosité. Elliptiques : loi r 1/4 cD E & dE dSph BCD bulbes Disques : loi exponentielle Spirales Irrégulières Naines Enveloppe de cD bulbes.

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Astronomie Extragalactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 2: Profils de luminosité, profils de densité, structure des disques & ISM (HI, HII, H2)

  2. Département de physique Profils de luminosité • Elliptiques : loi r1/4 • cD • E & dE • dSph • BCD • bulbes • Disques : loi exponentielle • Spirales • Irrégulières • Naines • Enveloppe de cD • bulbes

  3. Département de physique Différents types de galaxies elliptiques • Elliptiques: L* ~ 2 x 1010 Lsun, MB~ -20 • E géantes: L > L*, MB < -20 • E moyenne: L ~ 3 x 109 Lsun , MB < -18 • E naines: L < 3 x 109 Lsun , MB > -18 • dSph: L < 3 x 107 Lsun , MB > -14

  4. Département de physique Isophotes • Isophotes elliptiques • Isophotes twist • Diamond shape • Boxy shape

  5. Département de physique Profils de luminosité Formes fonctionnelles suggérées: • Loi Hubble-Reynolds (Hubble-Oemler) • Loi de Vaucouleurs r1/4 (Sersic) • Modèles de King (utilisés principalement pour les amas globulaires)

  6. Département de physique Distribution de lumière (E) • En apparence, structure très simple: • Brillance de surface élevée au centre • Décroissance uniforme en loi de puissance • Loi de Hubble (1930): • I/I0 = [(r/a) + 1]-2 • I0 : intensité au centre • a : paramètre d’échelle radial

  7. Département de physique Distribution de lumière (E) • Hubble law: bonne représentation du temps de Hubble (faible résolution, m brillant) • Meilleures observations: • Sous-estime I dans les régions intérieures • Sur-estime I dans les régions extérieures

  8. Département de physique Distribution de lumière (E) • Elliptiques: composées uniquement d’étoiles de Pop II • Lumière diminue comme r1/4 • La brillance de surface est très concentrée au centre

  9. Département de physique Distribution de lumière (E) • Loi r1/4 (de Vaucouleurs 1948) log(I/Ie) = -3.33[(r/re)1/4 -1] • re : rayon équivalent contenant ½ de la luminosité totale • Ie : intensité à re • pas de paramètres libre m(r) = me + 8.325[(r/re)1/4 -1]

  10. Département de physique Distribution de lumière (E) • Modèles de King • Modèles dynamiques pour des systèmes auto-gravitant (ex: amas globulaires) • 3 paramètres: • m0 : brillance de surface centrale • rc : core radius • c : concentration = log(rc/rt)où rt = tidal radius King, 1966

  11. Département de physique Distribution de lumière (dSph) Read & Gilmore 2005

  12. Département de physique Distribution de lumière (dE)

  13. Département de physique Distribution de lumière (cD) 40 kpc exp 1 Mpc ! r1/4

  14. Département de physique Distribution de lumière (Sp) • Spirales: bulbe * Pop II disque * Pop I • Lumière du disque diminue exponentiellement m = m0 + 1.1ar • 1/a = échelle de longueur = distance diminue de ~1 mag.

  15. Département de physique Distribution de lumière (Sp) • Les disques des galaxies spirales ont une décroissance exponentielle (Freeman 1970) I(r) = I0 e-ar ( = I0 er/h) • En magnitudes (m = -2.5logI) m(r) = m0 + 1.0857 ar m0 = brillance de surface centrale a-1 = échelle de longueur (h) – décroit de 1/e

  16. Département de physique Distribution de lumière (Sp) • Correction pour la brillance de surface centrale Bc(0) = B(0) + 2.5 log R25 – AB • 2.5 log R25 = correction pour l’intégration le long de la ligne de visée ( corr. face-on) où R25 = (a/b)|25 • AB = extinction galactique (RC3 ou autre)

  17. Département de physique Distribution de lumière (Sp) Freeman 1970

  18. Département de physique Distribution de lumière (Sp) Sb a-1 Bc(0) = cste = 21.65 (35 Sp) (Boroson 1981) Bc(0) = 21.79 (25 Sp) (Kent 1985) Bc(0) = 21.30 (70 Sp) Ltot = 2pI0/a2 -Mdisk = 16.93 + 5log a-1 (pour Bc(0) = 21.65)

  19. Département de physique Distribution de lumière (Irr) • Irrégulières: disque de Pop I • Apparence irrégulière due aux régions HII & * jeunes • * Pop I vieilles distribuées plus régulièrement

  20. Département de physique Distribution de lumière • Séquence de spirales a -> m • Séquence de proportions de plus en plus petites bulbe/disque (Yoshizawa and Wakamatsu 1975)

  21. Département de physique Disques MW IC 5249 • Le disque est la composante stellaire des spirales • C’est le produit final de la dissipation de la plupart des baryons. Il contient la majorité du moment angulaire

  22. Département de physique Les disques ont grossièrement une distribution exponentielle en R et en z I(R,z) = Io exp (-R/h) exp (-z/hz) jusqu’à R ~ (3 to 5) h, et souvent tronqué Truncation proposée par van der Kruit & Searle (1981, 1982)

  23. Département de physique • La structure verticale des disques est directement associée avec leur histoire dynamique et leur histoire de formation d’étoiles: • accrétion, • chaufage, • gauchissement • …ces processus ont généré une échelle de hauteur ~300 pc Regardons la truncation des disques

  24. Département de physique NGC 4565 Disque plus épais mais tronqué

  25. Département de physique La troncation du disque de M 33 M33 est une pure disk galaxy du Groupe Local Ferguson et al 2003

  26. Sûrement le profil de brillance de surface le plus profond jamais mesuré pour unpure disk galaxy Département de physique Truncation des disques Profil de brillance de surfaceM33: photométrie de surface en bande I jusqu’à R ~ 35' le profil est étendu à R ~ 60' utilisant le comptage d’étoiles Diminution abrupte de brillance de surface après 5a-1 V~31 mag arcsec -2 cf. van der Kruit (1982) cut-off des disques: ~3-5 scalelengths (also Pohlen et al 2002) Ferguson 2003

  27. Département de physique Kregel et al (2001) trouvent Rmax /hR = 3.6 ± 0.6 pour 34 galaxies edge-on

  28. Département de physique MAIS NGC 300: comptage profond en r avec GMOS sur GEMINI (Bland-Hawthorn, KCF et al): Le disque exponentiel va au moins jusqu’à 10 a-1 sans troncation • r-band star counts

  29. Disques minces et disques épais Département de physique NGC 4762 – une spirale avec un disque épais brillant (Tsikoudi 1980) 40

  30. Département de physique Pure Disk Galaxies (sans bulbe) (systèmes comme IC 5249) Les disques sont relativement fragiles (ex.: Toth & Ostriker 1992 ...) L’existence de disques minces limite la quantité de masse qui peut être accrétée après la formation du disque ie un disque mince  histoire relativement non-perturbée par de l’accrétion après sa formation Plusieurs disques apparemment minces montrent quand même un disque épais stellaire sous-jacent, (ex.: NGC 5907: Morrison et al)

  31. Département de physique NGC 5907 ( 2MASS JHK ) Ressemble a un disque mince pur mais de la photométrie de surface profonde montre un disque épais sous-jacent

  32. Département de physique NGC 5907 profil de l’axe mineur disque mince + disque épais Morrison et al 1994

  33. Département de physique Disque mince & disque épais NGC 5907 est une galaxie brillante (MB ≈ – 20.5) et sa composante à grands rayons pourrait provenir d’un merger mineur ou d’une interaction Ce disque épais n’est pas metal-poor (à partir des couleurs) et donc, probablement, ne s’est pas formé lors d’un épisode de formation d’étoiles avant que le disque mince ne se stabilise

  34. Département de physique IC 5249 a aussi un disque épais très faible (Abe et al 1999)

  35. Département de physique Dalcanton & Bernstein 2002 Photométrie de surface (BRK) de 47 late-type edge-on galaxies: Trouvent qu’elles sont toutes entourées d’une enveloppe rouge aplatie de faible brillance de surface (disque épais) Age > 6 Gyr, pas très metal-poor, comme le disque épais de la Voie Lactée La formation d’un disque épais est un phénomène presque universel dans la formation des disques

  36. Département de physique B-R R-K Exemple: FGC 979: galaxie edge-on sans bulbe enveloppe rouge plus épaisse autour du disque mince Dalcanton & Bernstein 2002 50

  37. Département de physique Résumé sur les disques épais • Le disque épais s’est formé tôt, > 6 Gyr • (12 Gyr dans la Galaxie) • Semble être distinct du disque mince • Probablement (?) formé par chauffage d’un disque mince pendant une époque intense de mergers > 6 Gyr ou formé dans un burst de formation d’étoiles lorsque le disque s’assemblait z ~ 2 (Brook et al 2004; Yoachim & Dalcanton 2004) Peut être formé de plusieurs façons ~ z = 1-2

  38. Département de physique Scénario de formation des disques • Disque mince s’assemble tôt, à z > 1-2 • Perturbé pendant un épisode de mergers qui le chauffe en disque épais que l’on voit maintenant • Le reste du gaz se stabilise graduellement pour former le disque mince • Le disque épais est une relique de l’épisode initial de chauffage du disque (il n’y a pas beaucoup de chauffage par évolution séculaire)

  39. Département de physique

  40. Département de physique Mais NGC 4244 (MB = - 18.4) est vraiment un disque pur: seulement une composante exponentielle, sans disque épais Fry et al 1999 60

  41. Département de physique • L’existence de tel disque pur est intéressante • parce qu’au moins pour quelques disques late-type: • la formation d’étoiles n’a pas commencé avant que le gaz ne se soit stabilisé dans le plan du disque • • depuis le début de la formation d’étoiles dans le • disque, celui-ci n’a pas été perturbé d’une façon • significative par des sources internes ou externes

  42. Département de physique Distribution de vitesses • Plus une galaxie est massive, plus elle tourne rapidement spirale massive: 200-300 km/s Sa spirale peu massive: 50-100 km/s Sm • Classification: pas seulement une séquence de luminosité mais aussi une séquence de masse

  43. Composante gazeuse importante parce que: Étoiles s’y forment Évolution des étoiles rejette du gaz enrichi Raies d’émission pour tracer le potentiel Raie HI à 21 cm Atome d’hydrogène a 2 états dans son ground level, séparés par leur couplage spin-orbite Les spins parallèles ont une énergie plus grande que les spins anti–parallèles Le decay produit l’émission d’un photon à 1420.406 MHz. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

  44. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies • HI est optiquement mince, de sorte que la masse HI peut être calculée à partir du flux mesuré dans le faisceau • Sn = flux radio en Jy • Vr = vitesse en km/sec • D = distance en Mpc

  45. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Puche, D., Carignan, C.& Bosma, A. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990)

  46. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies NGC 2915-BCD Optique: AAT Radio: ATCA Meurer, G.R., Carignan, C., Beaulieu, S. & Freeman, K.C. 1996

  47. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies NGC 6946 Radio: WSRT & DRAO Carignan et al. 1990

  48. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

  49. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies 2MASS image Galaxie Circinus – données ATCA

  50. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Carignan & Purton 1998

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