faculté des arts et des sciences département de physique phy 6790: astronomie galactique cours 10:...

29
Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactique galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Upload: marcelline-peron

Post on 04-Apr-2015

105 views

Category:

Documents


1 download

TRANSCRIPT

Page 1: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

Cours 10: Modèles de la Galaxie

Cours 10: Modèles de la Galaxie

Page 2: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

• Une façon de vérifier les modèles pour les différentes composantes de la MW est de faire du comptage d’étoiles dans des directions avec le minimum d’absorption (ex.: NGP, SGP)

• Principaux groupes qui ont analysé ces données dans les années 80’s: – Bahcall et al. – Gilmore et al.

• Une façon de vérifier les modèles pour les différentes composantes de la MW est de faire du comptage d’étoiles dans des directions avec le minimum d’absorption (ex.: NGP, SGP)

• Principaux groupes qui ont analysé ces données dans les années 80’s: – Bahcall et al. – Gilmore et al.

Page 3: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

• Le comptage d’étoiles est un domaine de recherche qui va et vient (en commençant par Kapteyn au début du XXe sciècle.

• Le sujet a été ressucité dans les années 80’s par l’avènement des machines de mesure automatiques (sur les plaques – ex: APM) pour des études galactiques et récemment par l’avènement des grands détecteurs (mosaïques de CCD – ex: Megacam) en extra-galactique

• Ceci a été combiné aux modèles (galactique et cosmologique) de plus en plus sophistiqués possibles avec les nouveaux ordinateurs.

• Le comptage d’étoiles est un domaine de recherche qui va et vient (en commençant par Kapteyn au début du XXe sciècle.

• Le sujet a été ressucité dans les années 80’s par l’avènement des machines de mesure automatiques (sur les plaques – ex: APM) pour des études galactiques et récemment par l’avènement des grands détecteurs (mosaïques de CCD – ex: Megacam) en extra-galactique

• Ceci a été combiné aux modèles (galactique et cosmologique) de plus en plus sophistiqués possibles avec les nouveaux ordinateurs.

Page 4: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

Bahcall 1986

mv ~ 5-22

Page 5: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

Bahcall 86; two-component model

Gilmore 84; 3-component model

Page 6: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

Page 7: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

• Le but est de comparer les distributions d’étoiles prédites et observées dans différentes directions, différents domaines de magnitudes, différentes couleurs

• Autant la forme des distributions que les nombres absolus d’étoiles sont importants

• En fait, les distributions changent drastiquement en fonction des directions, couleurs, etc … et c’est ce qui doit être reproduit pour que le modèle soit considéré valable

• Le but est de comparer les distributions d’étoiles prédites et observées dans différentes directions, différents domaines de magnitudes, différentes couleurs

• Autant la forme des distributions que les nombres absolus d’étoiles sont importants

• En fait, les distributions changent drastiquement en fonction des directions, couleurs, etc … et c’est ce qui doit être reproduit pour que le modèle soit considéré valable

Page 8: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

• Cette technique n’est valable que pour considérer les propriétés globales de la Galaxie

• Ex. le modèle de Bahcall & Soneira (1984) n’a que 2 composantes: Pop I disque & Pop II bulbe et pourtant reproduit bien les comptes.

• Modèle de Gilmore (1984) avec thin & thicK disk ne reproduit pas mieux les observations

• Cette technique n’est valable que pour considérer les propriétés globales de la Galaxie

• Ex. le modèle de Bahcall & Soneira (1984) n’a que 2 composantes: Pop I disque & Pop II bulbe et pourtant reproduit bien les comptes.

• Modèle de Gilmore (1984) avec thin & thicK disk ne reproduit pas mieux les observations

Page 9: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

Page 10: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Comptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoilesComptage d’étoiles

• Gillmore & Reid attribue la différence à la présence du ‘thick disk’

• Bahcall & Soneira attribue la différence au fait que G&R utilise uniquement des étoiles MS alors que le bulbe est dominé par des géantes

• Gillmore & Reid attribue la différence à la présence du ‘thick disk’

• Bahcall & Soneira attribue la différence au fait que G&R utilise uniquement des étoiles MS alors que le bulbe est dominé par des géantes

Page 11: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Modèle dynamiqueModèle dynamiqueModèle dynamiqueModèle dynamique

• Paramètres que l’on cherche à déterminer: masse & étendue de la Galaxie ou du halo (principal contributeur à la masse)

• Masse de la Galaxie ou masse du halo galactique: concept mal défini

• Si CDM (Navarro, Frenk & White 1996) est correct, les halos n’ont pas de sharp boundaries et les galaxies sont suffisamment proches (ex.: MW & M31) pour qu’il y ait un overlap des halos

• Il faut donc parler de M jusqu‘a un certain (M < R)

Page 12: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Modèle dynamiqueModèle dynamiqueModèle dynamiqueModèle dynamique

• La plupart des différences apparentes entre les différentes études sont le résultat de la comparaison de masses dérivées pour différents rayons effectifs (car même physique) ou d’extrapolations douteuses des rayons (suppose un modèle).

• La plupart des différences apparentes entre les différentes études sont le résultat de la comparaison de masses dérivées pour différents rayons effectifs (car même physique) ou d’extrapolations douteuses des rayons (suppose un modèle).

Zaritsky 1999

Page 13: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 1- Courbe de Méthode: 1- Courbe de rotationrotation

Méthode: 1- Courbe de Méthode: 1- Courbe de rotationrotation

• Masse à partir de la courbe de rotation (RC)

• La CR ne donne pas d’information pour R > 20 kpc

• La CR donne cependant une bonne détermination du profil de densité à petits R auquel les déterminations à plus grands R devront se raccorder

• P.e.: même si un halo isotherme avec vc ~ 300 km/sec peut expliquer la dynamique des satellites, il doit être rejeté car il prédit vc ~ 300 km/sec pour R < 20 kpc.

• Masse à partir de la courbe de rotation (RC)

• La CR ne donne pas d’information pour R > 20 kpc

• La CR donne cependant une bonne détermination du profil de densité à petits R auquel les déterminations à plus grands R devront se raccorder

• P.e.: même si un halo isotherme avec vc ~ 300 km/sec peut expliquer la dynamique des satellites, il doit être rejeté car il prédit vc ~ 300 km/sec pour R < 20 kpc.

Page 14: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 1- Courbe de Méthode: 1- Courbe de rotationrotation

Méthode: 1- Courbe de Méthode: 1- Courbe de rotationrotation

• La mesure de la CR for R > 8 kpc est compliqué de par notre position dans le disque

• La valeur exacte pour vc (15 kpc) a oscillé entre 180 et 220 km/sec (Fich & Tremaine 1991)

• Le modèle final devra avoir cette incertitude (200 +/- 20 km/sec)

• Pour un modèle de sphère isotherme, ceci implique une incertitude = (180/220)2 = 0.67 ~ 33%, ce qui représente le mieux que l’on puisse faire

• La mesure de la CR for R > 8 kpc est compliqué de par notre position dans le disque

• La valeur exacte pour vc (15 kpc) a oscillé entre 180 et 220 km/sec (Fich & Tremaine 1991)

• Le modèle final devra avoir cette incertitude (200 +/- 20 km/sec)

• Pour un modèle de sphère isotherme, ceci implique une incertitude = (180/220)2 = 0.67 ~ 33%, ce qui représente le mieux que l’on puisse faire

Page 15: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 1- Courbe de Méthode: 1- Courbe de rotationrotation

Méthode: 1- Courbe de Méthode: 1- Courbe de rotationrotation

• Exemple: si on interprète la décroissance de la CR de 220 km/s à 8 kpc à 180 km/s à 14 kpc comme provenant d’une distribution de masse concentrée au centre: cette vitesse, couplée à une décroissance Képlérienne implique une masse centrale de 1.1 x 1011 Msol

• La valeur dérivée par Olling & Merrifield (1998) vc ~ 166 km/s à R = 20 kpc, couplée à une RC Képlerienne implique une masse 1.2 x 1011 Msol

• Ces deux masses sont a un facteur 10 de la masse dérivée par la dynamique des satellites à R ~200 kpc (voir plus loin)

• Si au lieu de l’approx. Képler., on utilise une sphère isotherme avec vc ~ 165 km/s, on obtient 1.2 x 1012 Msol

• Différence: extrapolation for R > 20 kpc

• Exemple: si on interprète la décroissance de la CR de 220 km/s à 8 kpc à 180 km/s à 14 kpc comme provenant d’une distribution de masse concentrée au centre: cette vitesse, couplée à une décroissance Képlérienne implique une masse centrale de 1.1 x 1011 Msol

• La valeur dérivée par Olling & Merrifield (1998) vc ~ 166 km/s à R = 20 kpc, couplée à une RC Képlerienne implique une masse 1.2 x 1011 Msol

• Ces deux masses sont a un facteur 10 de la masse dérivée par la dynamique des satellites à R ~200 kpc (voir plus loin)

• Si au lieu de l’approx. Képler., on utilise une sphère isotherme avec vc ~ 165 km/s, on obtient 1.2 x 1012 Msol

• Différence: extrapolation for R > 20 kpc

Page 16: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 2- Escape Méthode: 2- Escape VelocityVelocity

Méthode: 2- Escape Méthode: 2- Escape VelocityVelocity

• Les étoiles observées localement sont probablement liées à la Galaxie

• Celles qui ont les plus grandes vitesses donnent une limite inférieure à vesc

• 450 < vesc < 650 km/s

• Les étoiles observées localement sont probablement liées à la Galaxie

• Celles qui ont les plus grandes vitesses donnent une limite inférieure à vesc

• 450 < vesc < 650 km/s Leonard & Tremaine 1990Carney & Latham 1987

Page 17: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 2- Escape Méthode: 2- Escape VelocityVelocity

Méthode: 2- Escape Méthode: 2- Escape VelocityVelocity

Si router ~ 200 kpc, M ~ 1012 Msol

Page 18: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)• Masse pour une masse ponctuelle dans un

potentiel sphérique

• Masse pour N masses ponctuelles

• Incertitudes liées aux orbites:o Orbites radiales: <e2>s = 1o Orbites isotropes: <e2>s = ½o Orbites tangentielles : <e2>s ~ 1/8 (effets de marée)

• Masse pour une masse ponctuelle dans un potentiel sphérique

• Masse pour N masses ponctuelles

• Incertitudes liées aux orbites:o Orbites radiales: <e2>s = 1o Orbites isotropes: <e2>s = ½o Orbites tangentielles : <e2>s ~ 1/8 (effets de marée)

Page 19: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 3- Dynamique Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & des satellites (dSph.s &

amas glob.)amas glob.)

Méthode: 3- Dynamique Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & des satellites (dSph.s &

amas glob.)amas glob.)

Little & Tremaine 1989

Page 20: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueMéthode: 3- Dynamique Méthode: 3- Dynamique

des satellites (dSph.s & des satellites (dSph.s & amas glob.)amas glob.)

Méthode: 3- Dynamique Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & des satellites (dSph.s &

amas glob.)amas glob.)

Page 21: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)• Problèmes potentiels:

o Très peu d’objets: ~15 pour R > 50 kpco Seulement la vitesse radiale est connue, pas

l’ellipsoïde de vitesses (on commence à avoir quelques mouvements propres)

o Les plus distants ne sont peut-être pas liés (ex.: Leo I & II)

o Leur orbite est suffisamment grande pour n’en avoir fait que 1 ou 2 dans thubble (pas virialisés)

• Problèmes potentiels:o Très peu d’objets: ~15 pour R > 50 kpco Seulement la vitesse radiale est connue, pas

l’ellipsoïde de vitesses (on commence à avoir quelques mouvements propres)

o Les plus distants ne sont peut-être pas liés (ex.: Leo I & II)

o Leur orbite est suffisamment grande pour n’en avoir fait que 1 ou 2 dans thubble (pas virialisés)

Page 22: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)• En fait, l’objet le plus distant (si lié

gravitationnellement) nous donne le meilleur estimé de la masse (approx.: point mass)

• Leo I:o vlsr ~ 177 km/seco R ~ 220 kpco Mmw > 8 x 1011 Msol

• Leo I exclut – Pal 14: o vlsr ~ 75 km/seco R ~ 110 kpco Mmw > 4.3 x 1011 Msol

• En fait, l’objet le plus distant (si lié gravitationnellement) nous donne le meilleur estimé de la masse (approx.: point mass)

• Leo I:o vlsr ~ 177 km/seco R ~ 220 kpco Mmw > 8 x 1011 Msol

• Leo I exclut – Pal 14: o vlsr ~ 75 km/seco R ~ 110 kpco Mmw > 4.3 x 1011 Msol

Page 23: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)• Masse projetée (Bahcall & Tremaine

1981)

• 4.6 x 1011 Msol < Mmw < 12.5 x 1011 Msol

• Masse projetée (Bahcall & Tremaine 1981)

• 4.6 x 1011 Msol < Mmw < 12.5 x 1011 Msol

isotropes

linéaires

Page 24: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)

Méthode: 3- Dynamique des Méthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas satellites (dSph.s & amas

glob.)glob.)• Si on utilise une sphère isotherme au

lieu d’une masse ponctuelle, l’influence de Leo I est beaucoup moindre

• vc ne varie que de 154 à 169 km/sec, selon que l’on inclut ou non Leo I

• Le meilleur fit utilisant la sphère isotherme donne M ~ 1.3 x 1012 Msol pour R ~ 200 kpc

• Si on utilise une sphère isotherme au lieu d’une masse ponctuelle, l’influence de Leo I est beaucoup moindre

• vc ne varie que de 154 à 169 km/sec, selon que l’on inclut ou non Leo I

• Le meilleur fit utilisant la sphère isotherme donne M ~ 1.3 x 1012 Msol pour R ~ 200 kpc

Page 25: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 4- Timing Méthode: 4- Timing ArgumentsArguments

Méthode: 4- Timing Méthode: 4- Timing ArgumentsArguments

• Application à MW – M31• Puisque M31 se déplace vers la MW, on peut

supposer que la paire est découplée de l’expansion de Hubble

• En adoptant un âge de l’Univers & une distance et une vitesse pour M31 on peut calculer une masse pour la paire

• Kahn & Woltjer (1959) M > 1.8 x 1012 Msol

• Application à MW – M31• Puisque M31 se déplace vers la MW, on peut

supposer que la paire est découplée de l’expansion de Hubble

• En adoptant un âge de l’Univers & une distance et une vitesse pour M31 on peut calculer une masse pour la paire

• Kahn & Woltjer (1959) M > 1.8 x 1012 Msol

Page 26: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 4- Timing Méthode: 4- Timing ArgumentsArguments

Méthode: 4- Timing Méthode: 4- Timing ArgumentsArguments

• Estimé actuel: 3-4 x 1012 Msol• Si on suppose que la masse de chaque

galaxie va comme leur luminosité ou leur vc2,

on obtient un rapport 1.3 & 1.7• Si on adopte 1.5, Mmw ~ 1.4 x 1012 Msol

• Ceci exclut toute considération de moment angulaire, d’overlap des distributions de masse (halos) qui augmenteraient la masse

• On peut appliquer le timing argument à la paire Leo I- MW

• Mmw ~1.1-1.5 x 1012 Msol

• Estimé actuel: 3-4 x 1012 Msol• Si on suppose que la masse de chaque

galaxie va comme leur luminosité ou leur vc2,

on obtient un rapport 1.3 & 1.7• Si on adopte 1.5, Mmw ~ 1.4 x 1012 Msol

• Ceci exclut toute considération de moment angulaire, d’overlap des distributions de masse (halos) qui augmenteraient la masse

• On peut appliquer le timing argument à la paire Leo I- MW

• Mmw ~1.1-1.5 x 1012 Msol

Page 27: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 4- Timing Méthode: 4- Timing ArgumentsArguments

Méthode: 4- Timing Méthode: 4- Timing ArgumentsArguments

• On peut utiliser le timing argument pour toutes les galaxies du Groupe Local:o Einasto & Lynden-Bell (1982): 1.9 x 1012 Ms

o Raychaudhury & Lynden-Bell (1989): 1.3 x 1012 Ms

o Peebles (1995): 2 x 1012 Ms

o Shaya et al. (1995): 2.3 x 1012 Ms

• Satellites + timing: Mmw > 1.2 x 1012 Msol

• On peut utiliser le timing argument pour toutes les galaxies du Groupe Local:o Einasto & Lynden-Bell (1982): 1.9 x 1012 Ms

o Raychaudhury & Lynden-Bell (1989): 1.3 x 1012 Ms

o Peebles (1995): 2 x 1012 Ms

o Shaya et al. (1995): 2.3 x 1012 Ms

• Satellites + timing: Mmw > 1.2 x 1012 Msol

Page 28: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Méthode: 5- Comparaison Méthode: 5- Comparaison avec les autres galaxiesavec les autres galaxies

Méthode: 5- Comparaison Méthode: 5- Comparaison avec les autres galaxiesavec les autres galaxies

• On peut analyser la dynamique des satellites autour de galaxies semblables à la MW

• Échantillon: 115 satellites pour 69 spirales

• En tenant compte de la luminosité de la MW, on obtient Mmw ~ 1.4 x 1012 Msol (R < 200 kpc)

• On peut analyser la dynamique des satellites autour de galaxies semblables à la MW

• Échantillon: 115 satellites pour 69 spirales

• En tenant compte de la luminosité de la MW, on obtient Mmw ~ 1.4 x 1012 Msol (R < 200 kpc) Zaritsky 1999

Page 29: Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modèles de la Galaxie

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

RésuméRésuméRésuméRésumé

• Données dans le figure sont consistante avec une sphère isotherme: o vc ~ 180 km/sec o M/L ~ 100 o rout ~ 200 kpco MMW > 1012 Msol

Zaritsky 1999