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PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 6: Halo: Amas globulaires Étoiles du halo Formation du halo Masse du halo. Amas globulaires. Amas globulaires. Restes fossiles de processus violents à l’ère protogalactique (Peebles & Dicke 1968 & ELS 1962)

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Presentation Transcript
Phy 6790 astronomie galactique

Département de physique

PHY 6790: Astronomie galactique

Cours 6: Halo:

Amas globulaires

Étoiles du halo

Formation du halo

Masse du halo


Amas globulaires

Département de physique

Amas globulaires


Amas globulaires1

Département de physique

Amas globulaires

  • Restes fossiles de processus violents à l’ère protogalactique (Peebles & Dicke 1968 & ELS 1962)

  • Les amas globulaires viendraient de nuages de gaz liés gravitationnellement avant que les galaxies se forment

  • Les théories cosmologiques actuelles (ex.: LCDM) prédisent que les premières structures à se former seraient des nuages de gaz (dans le potentiel des halos sombres) avec des masses semblables aux amas globulaires

  • Ce sont d’ailleurs les structures les plus vieilles que l’on connait.


Amas globulaires2

Département de physique

Amas globulaires

  • Principales caractéristiques:

    • Nb d’étoiles: 104 – 106 étoiles

    • Densité centrale: 103 – 104 Msol pc-3

    • Nombre ~ 150 autour de la MW avec ~20% à quelques kpc du GC

    • Seulement ~2% de la lumière et de la masse stellaire du halo

    • GC les plus vieux ~13 +/- 2.5 Ga dans le halo externe (près des limites inférieures de l’âge de l’Univers)


Amas globulaires3

Département de physique

Amas globulaires

  • Les âges des plus vieux GCs du halo interne et externe, du LMC, dSphs Fornax et Sagittarius sont très semblables ~ +/- 1Ga

  • Cela signifie que le processus de formation des GCs a été très bien synchronisé dans un volume centré sur la galaxie de rayon > 100 kpc

  • Les GCs sont plus vieux que les étoiles les plus vieilles du disque (ex.: WD & RG évoluées)

  • Les GCs sont plus pauvres en métaux que la lumière sous-jacente du halo dans toutes les galaxies et à tous rayons.


Amas globulaires4

Département de physique

Amas globulaires

  • Distribution, cinématique & métallicité – il existe 2 populations:

  • Metal-poor [Fe/H] < -0.8, population du halo, tourne lentement & distribution sphérique

  • Metal-rich [Fe/H] > -0.8, population du disque, tourne rapidement & distribution aplatie

Zinn 1985


Amas globulaires5

Département de physique

Amas globulaires

Proche ~ 2.6 kpc

Zinn 1985

|Z| < 3.2 kpc


Amas globulaires6

Département de physique

Amas globulaires

Zinn 1985


Amas globulaires7

Département de physique

Amas globulaires

Zinn 1985


Amas globulaires8

Département de physique

Amas globulaires

Mackey & van den Berg 2005


Amas globulaires9

Département de physique

Amas globulaires

Mackey & Gilmore 2004


Amas globulaires10

Département de physique

Amas globulaires

Mackey & van den Berg 2005


Amas globulaires11

Département de physique

Amas globulaires

  • GCs MW vs M31 (Harris & Pudritz 1994)


Amas globulaires12

Département de physique

Amas globulaires

Harris 1991


Amas globulaires13

Département de physique

Amas globulaires

Séminaire GC vs dSph: YD

Kormendy, webpage


Amas globulaires14

Département de physique

Amas globulaires

  • Il est possible que certains amas globulaires se forment lors de mergers. Ceci pourrait expliquer:

    • La population de GCs du disque

    • Les amas jeunes des nuages de Magellan

    • L’excès d’amas autour d’elliptiques (produits de mergers) p/r aux spirales de même luminosité

    • Le nombre anormalement grand de GCs autour de certaines galaxies (ex.: M87) au centre d’amas

M 87


Amas globulaires15

Département de physique

Amas globulaires

  • NGC 1275 (HST)

  • MV~ -12 à -14

  • Bleu (V – R) < 0.3

  • MGCs ~ 105 – 108 Msol

  • Merger de NGC 1275 ~ 108années

Holtzman et al. 1992


Amas globulaires16

Département de physique

Amas globulaires

NGC 7252 - HST

Whitmore et al. 1993


Amas globulaires17

Département de physique

Amas globulaires

<MV> ~ -13

Whitmore et al. 1993


Amas globulaires vs toiles du halo

Département de physique

Amas globulaires vs étoiles du Halo

Carney 1993

Agree within errors but

field stars not isotropic

Peut-être qu’au moins une partie

des étoiles du halo sont des GCs évaporés


Toiles du halo

Département de physique

Étoiles du halo

Saha 1985


Toiles du halo1

Département de physique

Étoiles du halo

Suntzeff, Kinman

& Kraft 1991

Gradient

0 < R < 10 kpc

Constant

R > 10 kpc


Toiles du halo2

Département de physique

Étoiles du halo

  • Clairement, le amas globulaires sont plus pauvres en métaux et donc plus vieux.

Suntzeff, Kinman

& Kraft 1991


Toiles du halo3

Département de physique

Étoiles du halo

  • Caractéristiques du halo à partir des étoiles HB:

    • r(r) ~ r-3.5 (r < 25 kpc) – comme les GCs

    • LV/LSol~ 4 x 107 (avec M/LV~ 2.5 – GCs)

    • Mhalo ~ 1 x 108 Msol

    • sR ~ 135, sf ~ 105, sz ~ 90 km s-1


Toiles du halo4

Département de physique

Étoiles du halo

  • BHB, r < 5kpc

  • BHB, r > 5kpc

  • Étoiles avec rotation faible dans l’environnement solaire

  • 112 RRLyrae (open) & 36 GCs (hatched) avec 8 < RGC < 30 kpc

  • Thin & thick disk (Ratnatunga & Freeman 1989)

Kinman, Suntzeff & Kraft 1994


Toiles du halo5

Département de physique

Étoiles du halo

Sélection par grand mouvement propre: pcq les étoiles du halo vont avoir de grandes Vhel pcq sur des orbites très différentes du Soleil

Carney et al. 1996


Toiles du halo6

Département de physique

Étoiles du halo

  • 2 populations:

    • Metal-poor & dynamically hot (pas de correlation)

    • Metal-rich & dynamically cool (disk-like) (corrélation)

Carney et al. 1996


Toiles du halo7

Département de physique

Étoiles du halo

Carney et al. 1996


Toiles du halo8

Département de physique

Étoiles du halo

Halo

Thick disk

Carney et al. 1996


Origine du halo

Département de physique

Origine du halo

  • Hyp.: les structures stellaires qui s’étendent jusqu’à x100 kpc consistent d’étoiles arrachées lors des nombreux mergers qui caractérisent la formation hiérarchique des galaxies

  • Les halos lumineux externes devraient apparaitre comme des excès de lumière au dessus de l’extrapolation du profil interne de la galaxie.

  • Densité: r~ r-3 (disk edge) & r ~ r-4 (tidal radius) – moy: r~ r-3.5

  • Semblable aux GCs, ce qui suggère une origine semblable

  • Halos lumineux devraient avoir une forme semblable au halo sombre

  • La plupart des étoiles du halo se sont formées dans des progéniteurs qui ont mergés avec la galaxie centrale

Abadi, Navarro & Steinmetz 2006


Origine du halo1

Département de physique

Origine du halo

  • Galaxie simulée à z=0

  • Masse pour r < rviriel

  • Étoiles:

  • Bleu 0.0 < âge < 2.5 Ga

  • mauve-vert-jaune

  • Rouge 10 < âge < 15 Ga

  • Cercle externe = Rviriel

  • Cercle interne = Rlum

Abadi, Navarro & Steinmetz 2006


Origine du halo2

Département de physique

Origine du halo

a~ 1

~ 10

0.67

Sg = SHI + SH2

Kennicutt 1989


Origine du halo3

Département de physique

Origine du halo

  • Les étoiles du halo ne peuvent pas s’être formées in situ pcq la densité du gaz était dessous le treshold pour la SF

  • Elles ont été éjectées de protogalaxies pendant les mergers qui ont caractérisés l’assemblage des galaxies pendant l’amoncellement hiérarchique de l’Univers

Kennicutt 1989


Origine du halo4

Département de physique

Origine du halo

Sackett et al. 1994


Origine du halo5

Département de physique

Origine du halo

  • Zibetti & Ferguson 2004

  • HDF, z=0.32

  • m ~ 30 mag arcsec-2

  • Couleur rouge avec

  • I ~ R-2.6


Masse du halo sombre

Département de physique

Masse du halo (sombre)

  • Distribution de vitesses isotropes + 10 objets 50-140 kpc M ~ 2.4 +/- 1 x 1011 Msol

  • Rhalo > 50 kpc

=1 : orbites radiales

=1/2 orbites isotropes

Little & Tremaine 1987

séminaire


Masse du halo mass mw m31

Département de physique

Masse du halo (mass MW + M31)

  • Masse de la paire M31-MW = 2.5 +/- 0.7 x 1012 Msol

  • H0 = 74 +/- 4 km s-1 Mpc-1

  • sLG = 39 km s-1

  • Rbs = 2.3 Mpc

Karachentsev et al. 2002

Turn-around radius


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