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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique
PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique
Cours 6: Halo: Amas globulaires
Étoiles du haloFormation du halo
Masse du halo
Cours 6: Halo: Amas globulaires
Étoiles du haloFormation du halo
Masse du halo
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas 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.: CDM) 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.
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
• Principales caractéristiques:Nb d’étoiles: 104 – 106 étoilesDensité 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)
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas 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.
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas 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
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Zinn 1985
Proche ~ 2.6 kpc
|Z| < 3.2 kpc
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Zinn 1985
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Zinn 1985
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Mackey & van den Berg 2005
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Mackey & Gilmore 2004
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Mackey & van den Berg 2005
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
• GCs MW vs M31 (Harris & Pudritz 1994)
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Harris 1991
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Kormendy, webpageSéminaire GC vs dSph: YD
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas 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
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
• NGC 1275 (HST)
• MV ~ -12 à -14
• Bleu (V – R) < 0.3
• MGCs ~ 105 – 108 Msol
• Merger de NGC 1275 ~ 108 années
Holtzman et al. 1992
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
NGC 7252 - HST
Whitmore et al. 1993
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Amas globulairesAmas globulairesAmas globulairesAmas globulaires
Whitmore et al. 1993
<MV> ~ -13
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Amas globulaires vs Amas globulaires vs étoiles du Haloétoiles du Halo
Amas globulaires vs Amas globulaires vs étoiles du Haloétoiles du Halo
Carney 1993
Peut-être qu’au moins une partie des étoiles du halo sont des GCs
évaporés
Agree within errors but field stars not isotropic
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo
Saha 1985
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo
Suntzeff, Kinman & Kraft 1991
Gradient0 < R < 10 kpc
ConstantR > 10 kpc
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo
Suntzeff, Kinman & Kraft 1991
• Clairement, le amas globulaires sont plus pauvres en métaux et donc plus vieux.
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo
• Caractéristiques du halo à partir des étoiles HB: (r) ~ r-3.5 (r < 25 kpc) – comme les GCsLV/LSol ~ 4 x 107 (avec M/LV ~ 2.5 – GCs)
Mhalo ~ 1 x 108 Msol
R ~ 135, ~ 105, z ~ 90 km s-1
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo
a) BHB, r < 5kpcb) BHB, r > 5kpcc) Étoiles avec rotation
faible dans l’environnement solaire
d) 112 RRLyrae (open) & 36 GCs (hatched) avec 8 < RGC < 30 kpc
e) Thin & thick disk (Ratnatunga & Freeman 1989)
Kinman, Suntzeff & Kraft 1994
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles 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
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo
• 2 populations:1. Metal-poor & dynamically hot (pas de correlation)
2. Metal-rich & dynamically cool (disk-like) (corrélation)
Carney et al. 1996
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Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo
Carney et al. 1996
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Étoiles du haloÉtoiles du halo
Carney et al. 1996
HaloThick disk
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Origine du haloOrigine du haloOrigine du haloOrigine 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-3 (disk edge) & ~ r-4 (tidal radius) – moy: ~ 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
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Origine du haloOrigine du haloOrigine du haloOrigine 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
GaCercle externe = Rviriel
Cercle interne = RlumAbadi, Navarro & Steinmetz 2006
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Origine du haloOrigine du haloOrigine du haloOrigine du halo
Kennicutt 1989
0.67
g = HI + H2
~ 10
~ 1
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Origine du haloOrigine du haloOrigine du haloOrigine 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
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Origine du haloOrigine du haloOrigine du haloOrigine du halo
Sackett et al. 1994
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Origine du haloOrigine du haloOrigine du haloOrigine du halo
• Zibetti & Ferguson 2004
• HDF, z=0.32• m ~ 30 mag arcsec-2
• Couleur rouge avec • I ~ R-2.6
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Masse du halo Masse du halo (sombre)(sombre)
Masse du halo Masse du halo (sombre)(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
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Masse du halo (mass MW + Masse du halo (mass MW + M31)M31)
Masse du halo (mass MW + Masse du halo (mass MW + M31)M31)
• Masse de la paire M31-MW = 2.5 +/- 0.7 x 1012 Msol
• H0 = 74 +/- 4 km s-1 Mpc-1
• LG = 39 km s-1
• Rbs = 2.3 MpcTurn-around radius
Karachentsev et al. 2002