Phy 6790 astronomie galactique
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PHY 6790: Astronomie galactique PowerPoint PPT Presentation


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PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 5: ISM (HI, HII, H 2 ). Distribution HI. Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution) HI est concentré dans un disque mince et plat (FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R 0 < R < 0.7 R 0 )

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PHY 6790: Astronomie galactique

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Presentation Transcript


Phy 6790 astronomie galactique

Département de physique

PHY 6790: Astronomie galactique

Cours 5: ISM (HI, HII, H2)


Distribution hi

Département de physique

Distribution HI

  • Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution)

    • HI est concentré dans un disque mince et plat (FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R0< R < 0.7 R0)

    • Disque HI pour R > R0épaissit et est gauchi

    • Vitesse angulaire ~ cste 0.3R0 < R < R0 et a un maximum à 0.05R0

    • Rotation symétrique autour de Sgr A* et structure importante (bras 3 kpc)

Lockman 2002


Distribution hi1

Département de physique

Distribution HI

  • Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution)

    • Déviations importantes par rapport au mouvement circulaire près du noyau: infall de gaz à hautes latitudes & Courbe de Rotation (nord) différente de CR (sud)

    • HI trace la structure spirale de la galaxie

    • Il y a un halo HI (HVCs)

Lockman 2002


Distribution hi structure spirale

Département de physique

Distribution HI – structure spirale

  • Lockman (2002): It is generally accepted that evidence of spiral structure in inner Galaxy profiles is confused at best, and attempts to derive the spiral structure of the Galaxy from HI spectra have largely been abandoned

  • …but these days anyone needing a model of our spiral structure usually turns to ionized gas …

  • Models of the large-scale morphology of the Galaxy are tested against the HI data rather than being derived from the data…

Remarquer qu’il y a beaucoup plus

de HI pour R > R0 que pour R < R0

réel ou non ?


Distribution hii

Département de physique

Distribution HII


Distribution hii structure spirale

Département de physique

Distribution HII – structure spirale

Taylor & Cordez 1993

Georgelin & Georgelin 1976


Rc interne et centre galactique

Département de physique

RC interne et centre galactique

bras 3 kpc

Blitz 1994


Transformation cin matique

Département de physique

Transformation cinématique

  • Équation fondamentale:

  • Si cette fonction est connue, des distances peuvent, en principe, être assignées à chaque vitesse mesurée

  • Ex.: B & D ont la même vitesse apparente

  • Inutile pour R > R0 (pas de point tangent)

Vmax au point tangent C


Rc interne et centre galactique1

Département de physique

RC interne et centre galactique

Burton & Liszt 1993


Rc interne et centre galactique2

Département de physique

RC interne et centre galactique

  • Fux (1999): N-body + SPH

  • Ce qu’on interprétait comme de l’éjection (expansion) du centre galactique sont plutôt les streaming motions dues à la barre au centre de la galaxie

  • Bras à 3 kpc est une spirale au bout de la barre

Fux 1999


Rc interne et centre galactique3

Département de physique

RC interne et centre galactique

  • Pourquoi la CR de la Voie Lactée est-elle différente de toutes les courbes de rotation de galaxies extérieures ?

  • Sûrement un problème avec notre interprétation des données.

  • Lockman (2002): … the rotation curve for R < R0 is thus now fairly well determined, at least to within 10 km s-1 … !!!

Burton & Liszt 1993


Densit de surface et dimension de la galaxie en hi

Département de physique

Densité de surface et dimension de la Galaxie en HI

Nakanishi & Sofue 2003


Densit de surface et dimension de la galaxie en hi1

Département de physique

Densité de surface et dimension de la Galaxie en HI

  • S(R), DHI et MHI sont très sensibles à la courbe de rotation adoptée pour R > R0

  • Ex.: MHI varie de 20% entre ces deux modèles

  • Résultat: la quantité de HI à R > R0 n’est pas bien connue

Lockman 2002


Disque hi plat mince

Département de physique

Disque HI (plat & mince ?)

  • Le disque HI ne définit pas un disque exactement mince et plat mais plutôt ondulé (corrugated)

  • C’est le cas également d’autres traceurs de Pop I

Lockman 1977

Spicker & Feitzinger 1986


Disque hi plat mince1

Département de physique

Disque HI (plat & mince ?)

Florido et al. 1991

Corrugation existe

dans d’autres galaxies

ex.: NGC 4244


Chelle de hauteur s hi

Département de physique

Échelle de hauteur sHI

  • A moins qu’une force vienne compenser le changement dans la gravité locale (décroissance exponentielle de la composante stellaire) le disque HI devrait épaissir de 0.25R0 à R0

  • Semble constant jusqu’à 0.6R0 et augmente ensuite

Malhotra 1995


Galaxie ext rieure warping flaring

Département de physique

Galaxie extérieure: warping & flaring

Inquiétant de voir

que le changement

se produit ~R0 ?


Distribution hi2

Département de physique

Distribution HI

  • Difficile de cartographier la distribution face-on

  • Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on


High velocity clouds hvc

Département de physique

High Velocity clouds (HVC)

Wakker et al. 2000


High velocity clouds hvc1

Département de physique

High Velocity clouds (HVC)

Marie-EveNaud

Wakker et al. 2002)


High velocity clouds hvc2

Département de physique

High Velocity clouds (HVC)

  • HI aux pôles galactiques descend systématiquement de quelques km s-1

  • HI à des vitesses intermédiaires tombe vers le plan à ~50 km s-1 (hémisphère nord)

  • Surveys HI: 40% du ciel couvert de HI |VLSR| > 100 km s-1

  • Confusion possible avec le warp ?

Lockman 2002


Hvc s local group building blocks

Département de physique

HVC’s – Local Group building blocks


Hvc s local group building blocks1

Département de physique

HVC’s – Local Group building blocks


Hvc s cosmic web

Département de physique

HVC’s – Cosmic Web


Hvc s cosmic web1

Département de physique

HVC’s – Cosmic Web

Leo Ring

Schneider et al 1981

Groupe M81

Yun, Ho & Lo 1994


Hvc s interaction gravitationelle

Département de physique

HVC’s – Interaction gravitationelle

Survey HIPASS – Parkes multibeam


Hvc s galactic fountain

Département de physique

HVC’s – Galactic Fountain


Hvc s galactic fountain1

Département de physique

HVC’s – Galactic Fountain

Karl DD

  • Galactic mushroom – Observations du CGPS

  • Gaz rejeté dans le halo par l’explosion de centaines de SN’s dans une région d’intense SF.

  • dimension du nuage: 200-400 pc

  • English et al.


Hvc s masses dimensions

Département de physique

HVC’s – Masses & Dimensions


Hvc s distances

Département de physique

HVC’s - Distances

  • Complexes importants: étoiles du halo via spectres en absorption


Hvc s distances1

Département de physique

HVC’s - Distances

Émission Ha


Composante mol culaire h 2 via co de la galaxie

Département de physique

Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie

Distribution CO

Diagramme LV

Dame, Hartmann & Thaddeus 2001


Composante mol culaire h 2 via co de la galaxie1

Département de physique

Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie

Comparaison avec une image optique des nuages CO pour r < 2.5 kpc (10 < v < 35 km/s)

Dame, Hartmann & Thaddeus 2001


Composante mol culaire h 2 via co de la galaxie2

Département de physique

Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie

  • Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté

  • Hypothèse: I100mm(FIR) trace Igaz (total)

  • IH2~ I100mm(FIR)- IHI

Dame, Hartmann & Thaddeus 2001


Composante mol culaire h 2 via co de la galaxie3

Département de physique

Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie

  • Comparaison de ICO avec la prédiction basée sur FIR et HI

  • X = H2/WCO = 1.8 x 1020 cm-2

Dame, Hartmann

& Thaddeus 2001


Composante mol culaire h 2 via co de la galaxie4

Département de physique

Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie

  • La carte H2 prédite peut être utilisée pour estimer le rapport CO-H2 en fonction de b.

  • <X> = H2/WCO = 1.8 x 1020 cm-2

  • Bon à hautes latitudes b

  • X plus grand dans le plan

Dame, Hartmann

& Thaddeus 2001


Composante mol culaire h 2 via co de la galaxie5

Département de physique

Composante moléculaire (H2 via CO) de la Galaxie

  • Distribution radiale:

    • Grande concentration au centre

    • Trou à R ~ 2 kpc

    • Anneau moléculaire entre 4 & 8 kpc

    • Décroissance ~ exponentielle pour R > 5 kpc

Gordon & Burton 1976


H 2 distribution en z et s z

Département de physique

H2 – Distribution en z et sz

  • Comparaison des épaisseurs HI & H2: difficile à cause des effets de projections mais diagramme (l,b) du H2 plus mince que HI

  • Différentes épaisseurs mais s semblables ~ 10 km s-1 (12 km s-1 au centre) ? Pas compatible avec des épaisseurs différentes ? (75 vs 220 pc)

  • Dans MW, modélisation de hg & sg aux points tangents (Malhotra 1995) – peu de variation avec R (sauf au GC) –grandes incertitudes dans la littérature (4 à 11 km s-1) à cause de la clumpiness des nuages moléculaires

  • En moyenne dans la MW: sg~ 8 km s-1 & hg~ 75 pc (légère augmentation avec R)


Composantes ism

Département de physique

Composantes ISM


Distribution co vs hi

Département de physique

Distribution CO vs HI

  • CO plus concentré au centre

  • zCO< zHI

  • RCO(max) < RHI(max)


Distribution co vs hi1

Département de physique

Distribution CO vs HI

  • H2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc

  • HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc

Gordon & Burton 1976


Distribution co vs hi2

Département de physique

Distribution CO vs HI

  • Quantités comparables de H2 & HI dans la MW: M(H2) ~ 2-3 x 109 Msol

  • Différentes distributions radiales: H2 est concentré au centre et dans un anneau entre 4-8 kpc – pas de HI au centre et distribution plus étendue

  • H2 dans un plan plus mince mais même sg, même flaring et même warp que le HI

  • HI dans un disque et H2 en nuages (GMC) ~ 106 Msol


Distribution co vs hi3

Département de physique

Distribution CO vs HI

M 83

anneau

centre


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