Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790 Astronomie galactique Cours 1: Introduction Propriétés de base de la Galaxie Formation

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790 Astronomie galactique

PHY 6790 Astronomie galactique

Cours 1: Introduction

Propriétés de base de la Galaxie Formation & Évolution

(survol)

Cours 1: Introduction

Propriétés de base de la Galaxie Formation & Évolution

(survol)


La Voie Lactée La Voie Lactée (1)(1)






Images de la Voie Lactée

Centre dans le visible

AV ~ 30 mag.!

Centre dans le visible

AV ~ 30 mag.!

Vue de COBE

dans l’IR

Vue de COBE

dans l’IR


Modèle de KapteynModèle de Kapteyn

Modèle et échelle de l’univers de Kapteyn – 1918Modèle et échelle de l’univers de Kapteyn – 1918

Modèle héliocentrique – 150 ans après HerschelModèle héliocentrique – 150 ans après Herschel

facteur x2


Modèle de Shapley (1918)Modèle de Shapley (1918)

• Les amas ne sont pas Les amas ne sont pas distribués distribués uniformément en uniformément en longitudelongitude mais mais

il y a une forte il y a une forte concentration dans la concentration dans la direction du direction du SagittaireSagittaire

• Les amas ne sont pas Les amas ne sont pas distribués distribués uniformément en uniformément en longitudelongitude mais mais

il y a une forte il y a une forte concentration dans la concentration dans la direction du direction du SagittaireSagittaire


Modèle de Shapley (1918)Modèle de Shapley (1918)

• Les amas sont distribués uniformément en latitude, c’est-à-dire de chaque côté du plan de la Galaxie

• Les amas sont distribués uniformément en latitude, c’est-à-dire de chaque côté du plan de la Galaxie


Composantes de la Galaxie


~ 8 kpc~ 8 kpc






















Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueComposantes de la

GalaxieComposantes de la

Galaxie

Position du Soleil

bulbe & disque mince

disque épais









Formation & évolution de la Galaxie


• Des observations récentes suggèrent que la MW s’est formée par l’agrégation d’étoiles et de gaz provenant d’un réservoir de petites galaxies formées précédemment (amoncellement hiérarchique)

• Ce modèle a supplanté le modèle de l’effondrement monolithique rapide (108 a.) (Eggen, Lynden-Bell & Sandage 1962)

• Des observations récentes suggèrent que la MW s’est formée par l’agrégation d’étoiles et de gaz provenant d’un réservoir de petites galaxies formées précédemment (amoncellement hiérarchique)

• Ce modèle a supplanté le modèle de l’effondrement monolithique rapide (108 a.) (Eggen, Lynden-Bell & Sandage 1962)

• Début du processus ~12 x 109 années

• 2 lignes d’évolution:1) Une dans le halo et

le bulbe tournant lentement

2) Une dans le disque tournant rapidement

• Âge du disque ~ 10 x 109 années

• Début du processus ~12 x 109 années

• 2 lignes d’évolution:1) Une dans le halo et

le bulbe tournant lentement

2) Une dans le disque tournant rapidement

• Âge du disque ~ 10 x 109 années




• Existence d’un disque mince et d’un disque épais montre que le merger de satellites est un processus continu depuis la formation de la galaxie

• Ex: Sagittarius

• Existence d’un disque mince et d’un disque épais montre que le merger de satellites est un processus continu depuis la formation de la galaxie

• Ex: Sagittarius Sujet de séminaire




• Les efforts de l’astronomie galactique présentement est d’étudier cette hiérarchie de structures

• Voir: Hartwick 1996, Unsolved Problems of the Milky Way, IAU Symp. 169

• Les efforts de l’astronomie galactique présentement est d’étudier cette hiérarchie de structures

• Voir: Hartwick 1996, Unsolved Problems of the Milky Way, IAU Symp. 169

• Les étoiles appartenant aux différentes composantes sont triées par leur cinématique

• disque mince < 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/10

• Disque épais > 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/3

• Halo vx ~ vy ~ vz

• Les étoiles appartenant aux différentes composantes sont triées par leur cinématique

• disque mince < 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/10

• Disque épais > 20 km/s & épaisseur/diam. ~ 1/3

• Halo vx ~ vy ~ vz


Concept de populations stellaires

Concept de populations stellaires

• En 1940, Walter Baade observe M31 et s’aperçoit que les étoiles brillantes du bulbe et du halo ont des couleurs plus rouges que celles des bras spiraux.

• En 1940, Walter Baade observe M31 et s’aperçoit que les étoiles brillantes du bulbe et du halo ont des couleurs plus rouges que celles des bras spiraux.

• Les diagrammes couleur-magnitude (HR) et les distributions spatiales montrent l’existence de deux groupes distincts d’étoiles (concept de populations: I & II)

• Les diagrammes couleur-magnitude (HR) et les distributions spatiales montrent l’existence de deux groupes distincts d’étoiles (concept de populations: I & II)


Composantes de la GalaxieComposantes de la Galaxie

DISQUE:1. aplati, D ~ 30-40

kpc2. * jeunes (pop I)

Z ~ 400 pc+

3. gaz & poussière Z ~ 100 pc

+3. * + jeunes dans

les bras spiraux

DISQUE:1. aplati, D ~ 30-40

kpc2. * jeunes (pop I)

Z ~ 400 pc+

3. gaz & poussière Z ~ 100 pc

+3. * + jeunes dans

les bras spiraux

BULBE:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)

BULBE:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)

HALO:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)3. amas globulaires:

amas d’étoiles 105-107 Msoleil

HALO:1. +/- sphérique2. * vieilles (pop II)3. amas globulaires:

amas d’étoiles 105-107 Msoleil

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueComposantes de la

GalaxieComposantes de la

Galaxie

• Les objets de population II voyagent sur des orbites dans toutes les directions

• La métallicité moyenne est C > B > A

• Les objets de population II voyagent sur des orbites dans toutes les directions

• La métallicité moyenne est C > B > A

• z vs type spectral (GC: amas globulaires; LPV: long period variables; RR: RR Lyraes; WD: white dwarfs)

• Dispersion des vitesses pour types spectraux early & late

• z vs type spectral (GC: amas globulaires; LPV: long period variables; RR: RR Lyraes; WD: white dwarfs)

• Dispersion des vitesses pour types spectraux early & late


Populations stellairesPopulations stellaires

Pop I pas homogène

1. Étoiles jeunes près du plan

2. Étoiles vieilles dans un disque plus épais

Pop I pas homogène

1. Étoiles jeunes près du plan

2. Étoiles vieilles dans un disque plus épais




• Il y a une relation directe entre vrot et z (cinématique disque-bulbe-halo) et l’abondance montrant l’histoire de formation différente de chacune des composantes

• Il y a une relation directe entre vrot et z (cinématique disque-bulbe-halo) et l’abondance montrant l’histoire de formation différente de chacune des composantes

Gilmore et al. 1989Gilmore et al. 1989





Populations stellairesPopulations stellaires

Propriétés Pop I jeune Pop I vieille Pop II

orbites

distributionconcentration

vitesses (km/sec)épaisseur (pc)

éléments lourds (%)masse (Msoleil)

âge (années)

circulaires

platebras spiraux

8-20~1002-4

2 x 109

0-108

allongées & perturbées

intermédiairedisque régulier

20-100~400-600

0.4-21011

109

elliptiques

sphériquebulbe & halo

100-200 >2000

0.12 x 1010

1010

objets typiques amas ouvertsassociations OBgaz & poussière

régions HII

étoiles Anébuleuses planétaires

novae

amas globulairesRR Lyrae

(P > 0.4 j.)



Milieu interstellaireMilieu interstellaire

pas distribués uniformément

gaz & poussièrenuages denses à différents T

4 types de région1. nuages moléculaires2. nuages HI3. Régions HII4. Super-bulles

pas distribués uniformément

gaz & poussièrenuages denses à différents T

4 types de région1. nuages moléculaires2. nuages HI3. Régions HII4. Super-bulles


Milieu interstellaire Nuages moléculairesMilieu interstellaire Nuages moléculaires

temp. ~ 10 K régions froides et denses de

poussière & de gaz plusieurs molécules: H2, OH,

CO, H2O, CH3CH2OH (alcool éthylique) ~ 50 types de molécules

denses formation d’étoiles

*O,B chauffent les nuagesmoléculaires

régions HII

temp. ~ 10 K régions froides et denses de

poussière & de gaz plusieurs molécules: H2, OH,

CO, H2O, CH3CH2OH (alcool éthylique) ~ 50 types de molécules

denses formation d’étoiles

*O,B chauffent les nuagesmoléculaires

régions HII


Milieu interstellaire Nuages moléculairesMilieu interstellaire Nuages moléculaires

La poussière agit comme catalyseur dans la formation de molécules: les différents éléments se rassemblent à la surface des

grains les grains protègent les molécules contre le rayonnement

UV des * chaudes qui dissocierait les molécules

Plus une région est dense et froide (pas d’excitation thermique), plus il est facile à des étoiles de se former par effondrement gravitationnel

La poussière agit comme catalyseur dans la formation de molécules: les différents éléments se rassemblent à la surface des

grains les grains protègent les molécules contre le rayonnement

UV des * chaudes qui dissocierait les molécules

Plus une région est dense et froide (pas d’excitation thermique), plus il est facile à des étoiles de se former par effondrement gravitationnel


Milieu interstellaire Nuages HI


temp. ~ 100 K hydrogène neutre HI

gaz le plus abondant

temp. ~ 100 K hydrogène neutre HI

gaz le plus abondant




• Tout comme on a vu dans les galaxies extérieures (ex.: UGC 7170), le disque HI de la Galaxie est gauchi (warped) et épaissit vers l’extérieur

• Tout comme on a vu dans les galaxies extérieures (ex.: UGC 7170), le disque HI de la Galaxie est gauchi (warped) et épaissit vers l’extérieur




HVCsSujet de séminaire

HVCsSujet de séminaire

Magellanic StreamSujet de séminaire

Magellanic StreamSujet de séminaire

Sagittarius dSphSujet de séminaire

Sagittarius dSphSujet de séminaire


Milieu interstellaire Régions HII

Milieu interstellaire Régions HII

temp.: 10 000 K entourent les *

chaudes O &B photons UV des * OB

ionisent l’hydrogène

*O 10-100 pc

diamètres *B 1-10 pc

temp.: 10 000 K entourent les *

chaudes O &B photons UV des * OB

ionisent l’hydrogène

*O 10-100 pc

diamètres *B 1-10 pc


Milieu interstellaire Super-bulles

Milieu interstellaire Super-bulles

temp. ~ 106 K (rayons X) produit par les SN

temp. ~ 106 K (rayons X) produit par les SN

Canadian Galactic Plane Survey

Canadian Galactic Plane Survey

Sujet de séminaireSujet de séminaire


Milieu interstellaireMilieu interstellaire

Mgaz/M* ~ 10%

Mpoussière/Mgaz ~ 1%

Mgaz ~ 1010 Msoleil

Mpoussière ~ 108 Msoleil

Mgaz/M* ~ 10%

Mpoussière/Mgaz ~ 1%

Mgaz ~ 1010 Msoleil

Mpoussière ~ 108 Msoleil


Outils pour étudier la Galaxie


• Star counts: jusqu’à ~1980, pas très utile à cause des problèmes d’extinction dans le visible, mais depuis ~25 ans:

1. On peut travailler dans l’infra-rouge2. On a des machines à mesurer rapides &

des ordinateurs3. On a des modèles de la MW basés sur

l’observation d’autres galaxies qui peuvent prédire les comptes attendus

• Star counts: jusqu’à ~1980, pas très utile à cause des problèmes d’extinction dans le visible, mais depuis ~25 ans:

1. On peut travailler dans l’infra-rouge2. On a des machines à mesurer rapides &

des ordinateurs3. On a des modèles de la MW basés sur

l’observation d’autres galaxies qui peuvent prédire les comptes attendus




• Spectroscopie:1. Donne des vitesses radiales (structure)2. Donne des abondances (formation & évolution)3. Mais … time consuming – il faut donc bien définir

les échantillons à partir de modèles (modèle de la MW différent de ce qu’on voit dans les galaxies extérieures !!! – dernier chapitre)

• Spectroscopie:1. Donne des vitesses radiales (structure)2. Donne des abondances (formation & évolution)3. Mais … time consuming – il faut donc bien définir

les échantillons à partir de modèles (modèle de la MW différent de ce qu’on voit dans les galaxies extérieures !!! – dernier chapitre)


Photométrie de surfacePhotométrie de surface

• Il faut oublier le visible• IR lointain est dominé par le

rayonnement de la poussière• Bande optimale: IR proche (2-4 m), où

les * émettent une fraction importante de leur luminosité (très peu dans l’IR moyen & lointain)

• Absorption n’est pas nulle à 2-4 m. Il faut corriger en se basant sur l’observation du MIS (HI, CO, etc)

• Il faut oublier le visible• IR lointain est dominé par le

rayonnement de la poussière• Bande optimale: IR proche (2-4 m), où

les * émettent une fraction importante de leur luminosité (très peu dans l’IR moyen & lointain)

• Absorption n’est pas nulle à 2-4 m. Il faut corriger en se basant sur l’observation du MIS (HI, CO, etc)



Binney & Tremaine 1987Binney & Tremaine 1987



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Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790 Astronomie galactique Cours 1: Introduction Propriétés de base de la Galaxie Formation