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Etude des propriétés chimiques des composantes cinématiques du disque galactique. Méthode de détermination automatique des paramètres stellaires. Soutenance de thèse. Pascal Girard. Directrice de thèse : C. Soubiran Allocataire de recherche

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Presentation Transcript
pascal girard

Etude des propriétés chimiques des composantes cinématiques du disque galactique.Méthode de détermination automatique des paramètres stellaires.

Soutenance de thèse

Pascal Girard

Directrice de thèse : C. Soubiran

Allocataire de recherche

Moniteur à Bordeaux 1 11 décembre 2006

plan de la soutenance
Plan de la soutenance
  • Contexte général
  • Compilation et analyse des propriétés chimiques du disque
  • Le code TGMETméthode de détermination automatique
  • Application à un grand échantillon de spectres stellaires
  • Conclusions et perspectives
les populations stellaires
Les populations stellaires
  • Elles peuvent se caractériser par leur :
  • distribution spatiale
  • distribution cinématique
  • composition chimique
  • Leurs propriétés nous renseignent sur :
  • Les mécanismes de la formation de la Voie lactée
  • (Effondrement de nuages de gaz, mergers…)
  • et son évolution au cours du temps
  • (Taux de formation stellaire, enrichissement du milieu interstellaire…)
les populations stellaires1
Les populations stellaires
  • Distribution spatiale :
  • Distribution cinématique
  • Composition chimique

Échelle de hauteur & longueur, densité

W

 au plan galactique

Ellipsoïde des vitesses :

<(U,V,W)> et U,V,W

U

vers centre galactique

V

[Fe/H], [/Fe]

sens de rotation galactique

Vitesses par rapport au LSR

formation des l ments chimiques
Formation des éléments chimiques
  • Les éléments du pic du Fer
  • Etoiles de faible masse (longue durée de vie, qques Ga)
  • Explosion de supernovae de type Ia : SN Ia
  • Fe, Cr, Ni, Zn, Co…
  • Les éléments 
  • Etoiles massives (courte durée de vie, qques centaines de Ma)
  • Capture de particules , supernovae de type II : SN II
  • O, Mg, Si, Ca, Ti…

Les rapports d’abondances nous renseignent sur la chronologie des évènements pendant la formation de la Voie Lactée

les mesures d abondances
Les mesures d’abondances
  • Les méthodes classiques, primaires :
  • Basées sur la mesure des largeurs équivalentes des raies
  • Limitées aux spectres à haute résolution et haut S/N : temps de pose long
  • Ne permettent pas d’analyser de grands volumes de spectres
  • Nécessité de mettre au point des méthodes automatiques
  • Les méthodes automatiques, secondaires :
  • Traiter de très grands volumes de spectres
  • Possibilité de traiter des spectres à basse résolution
  • Sondage plus profond
  • Les méthodes automatiques sont calibrées avec les méthodes classiques
  • Les méthodes primaires et secondaires sont complémentaires
les composantes cin matiques de notre voie lact e
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
  • Le disque mince
  • Le disque épais
  • Le halo
  • Les « Moving groups »
les composantes cin matiques de notre voie lact e1
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
  • Le disque mince
  • Orbites circulaires et aplaties.
  • Vitesse de rotation moyenne proche de celle du Soleil (V ~ 220 km/s).
  • Distribution de l’âge mal connue, très étendue, jusqu’à 8 Ga
  • Métallicité moyenne [Fe/H] ~ 0.0 dex

disque mince

bulbe

les composantes cin matiques de notre voie lact e2
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
  • Le disque épais
  • Mise en évidence par Gilmore & Reid (1983)
  • Vitesse de rotation inférieure à celle du disque mince (V ~ 170 km/s)
  • Métallicité moyenne : -0.7 ≤ [Fe/H] ≤ -0.5 dex
  • Age moyen estimé à ~ 10 Ga.
  • Enrichissement en éléments 

disque épais

les composantes cin matiques de notre voie lact e3
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
  • Le halo
  • Orbites inclinées, excentriques.
  • Pas de mouvement d’ensemble cohérent
  • Faible densité d’étoiles par rapport au disque.
  • Métallicité moyenne de [Fe/H] ~ -1.5 dex
  • Etoiles vieilles, âge > 12 Ga.
  • Enrichissement en éléments 

halo

les composantes cin matiques de notre voie lact e4
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
  • Les « moving groups » (courants d’étoiles)

Origines dynamique ou extra-galactique

  • Cinématique intermédiaire aux deux disques
  • Confusion possible avec des étoiles

des disques mince et épais

  • Large éventail d’âge et de métallicité
  • La barre galactique centrale serait à l’origine de ce courant (Famaey et al. 2004)

Le courant d’Hercule :

(Famaey et al. 2004)

hypoth ses de la formation du disque galactique
Hypothèses de la formation du disque galactique
  • Effondrement, plus ou moins rapide, du nuage proto-galactique

(ELS, Sandage 1990, Larson 1976…)

Le disque épais se forme en premier, le disque mince ensuite

  • Ne prédit pas de discontinuité dans la cinématique des composantes
hypoth ses de la formation du disque galactique1
Hypothèses de la formation du disque galactique
  • Diffusion cinématique des orbites des étoiles du disque mince

(Norris 1987)

Le disque épais se forme à partir du disque mince

  • Ne prédit pas de discontinuité dans les propriétés chimiques
  • La séparation cinématique observée est beaucoup plus importante
hypoth ses de la formation du disque galactique2
Hypothèses de la formation du disque galactique
  • Chauffage du disque mince par des mergers avec des galaxies satellites naines(Quinn et al 1993, Abadi et al. 2003…)

Le disque mince se forme en premier

Le disque épais est un mélange de débris de galaxies satellites et d’étoiles du disque mince

  • Les étoiles des galaxies naines ne montrent pas d’enrichissement en 
hypoth ses de la formation du disque galactique3
Hypothèses de la formation du disque galactique
  • Accrétion de structures riches en gaz, formation hiérarchique

(Brook et al. 2004, 2005, 2006)

Pas de débris de galaxies satellites, le disque épais se forme en premier

Prédiction d’une séparation chimique et cinématique

Cependant, il faut plus de prédictions à confronter aux observations

remarques sur les tudes pr c dentes
Remarques sur les études précédentes
  • Etudes basées sur de faibles échantillons
  • Pas vraiment représentatif
  • Critères de sélection des échantillons très variés
  • Entraîne des résultats contradictoires ou incertains
  • Méthodes de détermination des abondances sont variées
  • Effet systématiques entre les études
  • Le courant d’Hercule n’est pas considéré
  • Effets systématiques possibles

Compiler et re-analyser des données existantes

construction d un catalogue
Construction d’un catalogue
  • Compilation et homogénéisation de listes d’étoiles avec des abondances détaillées :
  • Fe, O, Mg, Ca, Ti, Si, Na, Ni et Al
  • Croisement avec le catalogue Hipparcos :
  • p >10 mas et sp / p < 0.10
  • Compilation des vitesses radiales, calcul des vitesses spatiales et des paramètres orbitaux
  • Identification des composantes cinématiques

Un catalogue final de ~ 650 étoiles.

identification des composantes cin matiques
Identification des composantes cinématiques
  • Représentation dans le plan UV :

W

 au plan galactique

Soubiran & Girard , A&A, 2005

U

V

vers centre galactique

sens de rotation galactique

  • Contamination des étoiles du courant d’Hercule dans le disque épais
rapports d abondances les l ments
Rapports d’abondances : Les éléments 

~ - 0.3 dex

Soubiran & Girard , A&A, 2005

rapports d abondances
Rapports d’abondances :

Ni : Distribution plate pour les

3 populations.

Al : Distribution similaire au

éléments .

age des toiles de chaque population
Age des étoiles de chaque population
  • Disque mince : une relation Age-Métallicité (AMR) est visible.
  • Disque épais: <age> = 9.6±0.3 Ga. Une AMR sur 2-3 Ga ?
  • La grande dispersion observée pour le courant d’Hercule favorise son origine dynamique.
recherche d un gradient vertical dans le disque pais
Recherche d’un gradient vertical dans le disque épais

Donne des contraintes sur les scénarios de formation :

  • formation rapide du disque épais
  • Zmax vs [Fe/H] : Pas de gradient vertical.
  • Etoiles avec [Fe/H] > -0.3 : Différentes du reste (Zmax est inhomogène, a est similaire au disque mince) .
r sultats
Résultats
  • Article publié : Soubiran & Girard, A&A, 2005
  • Meilleures contraintes :
  • Une AMR dans le disque épais
  • Pas de gradient vertical dans le disque épais.
  • Nouveaux faits :
  • Séparation DM/DE quantifiée : [/Fe]) = +0.10 dex.
  • Le disque épais est plus vieux de 4 Ga.
  • Les propriétés du courant d’Hercule favorisent son hypothèse dynamique.
  • Les étoiles du disque épais à haute métallicité ont des propriétés atypiques
prochaine tape
Prochaine étape
  • Pour aller plus loin :
  • Sonder plus loin au dessus du plan galactique
  • Traiter de grands volumes de données (ELODIE, SDSS…)
  • Nécessité de mettre au point une méthode automatique de détermination des paramètres atmosphériques
  • TGMET
  • Notre catalogue de paramètres atmosphériques nous servira comme référence pour calibrer un tel programme
slide26

TGMETméthode

  • Détermination de Teff, logg, [Fe/H] et [/Fe]
  • Adaptation de TGMET (Katz et al. 1998)
  • Spectre observé (cible) est comparé avec des spectres de référence.
  • Ajustement des  et des flux sur chaque spectre de référence
  • Estimation du maximum de degré de ressemblance.

Ajustement sur un petit intervalle spectral

tgmet spectres de r f rences
TGMETspectres de références
  • Utilisation d’une grille de spectres synthétiques (Barbuy et al. 2003)
  • Offre une bonne couverture de l’espace des paramètres
  • 4000 ≤ Teff ≤ 7000 K
  • 0.5 ≤ logg ≤ 5.0.
  • -3.0 ≤ [Fe/H] ≤ +0,3
  • +0,0 ≤[/Fe] ≤+0,4.

Variation du rapport [/Fe]

tgmet r sultats
TGMETrésultats
  • Testé à haute et à basse résolutions

Détermination de la température effective : Teff

R=42 000

rms : 130 K

tgmet r sultats1
TGMETrésultats
  • Testé à haute et à basse résolutions

Détermination de la métallicité : [Fe/H]

R=42 000

rms : 0,13

tgmet r sultats2
TGMETrésultats
  • Testé à haute et à basse résolutions

Détermination du rapport [/Fe] :

R=42 000

rms : 0,05

tgmet application
TGMETapplication
  • ~2000 spectres échelles ELODIE (@OHP), R=42000
  • Allure similaire à celle observée dans notre échantillon de référence :
  • Chevauchement des deux disques
  • Séparation disque mince/épais
  • Pente à [Fe/H] = -0.3 dex
  • Un groupe d’étoiles du disque mince se distingue à [Fe/H] < -0.6 dex
tgmet conclusion
TGMETconclusion
  • Article soumis : Girard & Soubiran
  • ~ 2000 spectres ELODIE analysés, R = 42 000
  • Confirme les résultats de Soubiran & Girard (2005)
  • Démontre l’efficacité de la méthode pour étudier les composantes cinématiques du disque galactique.
  • Ouvre la perspective d’analyser de grands volumes de données spectroscopiques (ex : SDSS)
  • Plus d’étoiles et sonder plus loin au dessus du plan galactique !
analyse des spectres du sdss
Analyse des spectres du SDSS
  • Le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) :
  • Observation d’un quart du ciel en photométrie et spectrométrie
  • Informations relatives sur plus d’un milliard de galaxies et quasars
  • Spectres à basse résolution, R ~ 2000, 381nm ≤  ≤ 910 nm
  • Une fraction de l’échantillon sont des étoiles, le catalogue DR3 contient ~ 70.000 étoiles
  • S/N compris entre 4 et 20, 14 ≤ V ≤ 22
traitement des spectres
Traitement des spectres
  • Pré-traitements effectués par Allende Prieto et al. (2006)
  • Résolution R = 1000, 4400 ≤  ≤ 5500 Å
  • Le domaine spectral coïncide avec celui des spectres synthétiques
  • TGMET donne des résultats satisfaisants à cette résolution
  • Sélection en couleur (g - r)
  • Revient à faire une sélection en température : 5 000 < Teff < 7 000 K
  • Environ 14.000 spectres stellaires retenus et analysés.
calibration avec les spectres elodie1
Calibration avec les spectres ELODIE

Fe/H = 0.12 dex

/Fe = 0.06 dex

analyse des toiles du sdss avec tgmet
Analyse des étoiles du SDSS avec TGMET
  • Coordonnées spatiales, distances et vitesses de rotation obtenues par A06

halo

z > + 8 kpc

Disque épais

z

1 < |z| < 3 kpc

z < - 8 kpc

halo

s lection des chantillons repr sentatifs de chaque population stellaire
Sélection des échantillons représentatifs de chaque population stellaire
  • Distribution des étoiles G (5000<Teff<6000 K) et F (6000<Teff<7000 K) de l’échantillon (A06) :

étoiles G

étoiles F

  • Faible contamination du halo dans l’échantillon d’étoiles G
  • Disque épais : étoiles G avec 1 < |z| < 3 kpc
  • Halo : étoiles G et F avec |z| > 8 kpc
s lection des chantillons repr sentatifs de chaque population stellaire1
Sélection des échantillons représentatifs de chaque population stellaire
  • [/Fe] en fonction de [Fe/H] :
  • 1 : régime du halo
  • [Fe/H] < - 1.2 dex

G type 5000 K < Teff < 6000 K

1 < |z| < 3 kpc

  • 2 : régime du disque épais
  • - 1.2 < [Fe/H] < - 0.4 dex
  • 3 : régime disque mince/épais
  • [Fe/H] > - 0.4 dex

1

2

3

recherche de gradients radiaux et verticaux
Recherche de gradients radiaux et verticaux
  • contraintes fortes sur la formation du disque épais

disque épais : G, 1 < |z| < 3 kpc

Halo : G & F, |z| > 8 kpc

  • Pas de gradient observé en métallicité
  • Distribution plate pour le halo.
  • Gradient radial négatif en [/Fe] dans le disque épais !!!
recherche de gradients radiaux et verticaux1
Recherche de gradients radiaux et verticaux
  • Pas de gradient vertical en [Fe/H].
  • Pas de gradient vertical en [/Fe]
propri t s du disque pais et du halo
Propriétés du disque épais et du halo

disque épais

halo

Confirmation de la présence de débris de galaxies satellites dans le halo

(faible rapport [/Fe], faible métallicité [Fe/H] ~ -1.5 dex et Vrot ~ 100 Km/s)

conclusions sur l analyse des toiles du sdss
Conclusions sur l’analyse des étoiles du SDSS
  • Analyse de 14 000 étoiles à basse résolution avec TGMET
  • Sondage à plusieurs kpc du plan galactique
  • Sélection d’échantillons représentatifs du disque épais et du halo
  • Nouveaux faits observationnels :
  • Gradient radial négatif dans le disque épais
  • Présence de débris de satellites dans le halo
r sum
Résumé :
  • Compilation de données existantes
  • Limitation au voisinage solaire, quelques centaines d’étoiles
  • Confirmation des propriétés observées avec plus de précision
  • Meilleures contraintes sur des points controversés et nouveaux faits observationnels
  • Méthode automatique TGMET(Teff, logg, [Fe/H] et [/Fe]) :
  • Méthode efficace pour étudier les composantes cinématiques du
  • disque galactique.
  • Seule méthode automatique déterminant [/Fe] appliquée à un
  • grand échantillon
  • Analyse d’un grand relevé à basse résolution
  • Sondage à plusieurs kpc du plan galactique
  • Nouveaux faits observationnels :
  • Gradient radial négatif dans le disque épais
  • Présence de débris de satellites dans le halo
perspectives
Perspectives
  • Analyser de plus grands relevés du ciel
  • DR5, SEGUE, RAVE, Gaia…
  • Tester de nouvelles grilles de spectres synthétiques avec TGMET
  • Améliorer les modèles de formation du disque :
  • Plus de prédictions à confronter avec les observations.