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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 10: Modles de la Galaxie
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles Une faon de vrifier les modles pour les diffrentes composantes de la MW est de faire du comptage dtoiles dans des directions avec le minimum dabsorption (ex.: NGP, SGP) Principaux groupes qui ont analys ces donnes dans les annes 80s: Bahcall et al. Gilmore et al. Une faon de vrifier les modles pour les diffrentes composantes de la MW est de faire du comptage dtoiles dans des directions avec le minimum dabsorption (ex.: NGP, SGP) Principaux groupes qui ont analys ces donnes dans les annes 80s: Bahcall et al. Gilmore et al.
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles Le comptage dtoiles est un domaine de recherche qui va et vient (en commenant par Kapteyn au dbut du XXe scicle. Le sujet a t ressucit dans les annes 80s par lavnement des machines de mesure automatiques (sur les plaques ex: APM) pour des tudes galactiques et rcemment par lavnement des grands dtecteurs (mosaques de CCD ex: Megacam) en extra-galactique Ceci a t combin aux modles (galactique et cosmologique) de plus en plus sophistiqus possibles avec les nouveaux ordinateurs. Le comptage dtoiles est un domaine de recherche qui va et vient (en commenant par Kapteyn au dbut du XXe scicle. Le sujet a t ressucit dans les annes 80s par lavnement des machines de mesure automatiques (sur les plaques ex: APM) pour des tudes galactiques et rcemment par lavnement des grands dtecteurs (mosaques de CCD ex: Megacam) en extra-galactique Ceci a t combin aux modles (galactique et cosmologique) de plus en plus sophistiqus possibles avec les nouveaux ordinateurs.
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles Bahcall 1986 m v ~ 5-22
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles Bahcall 86; two-component model Gilmore 84; 3-component model
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles Le but est de comparer les distributions dtoiles prdites et observes dans diffrentes directions, diffrents domaines de magnitudes, diffrentes couleurs Autant la forme des distributions que les nombres absolus dtoiles sont importants En fait, les distributions changent drastiquement en fonction des directions, couleurs, etc et cest ce qui doit tre reproduit pour que le modle soit considr valable Le but est de comparer les distributions dtoiles prdites et observes dans diffrentes directions, diffrents domaines de magnitudes, diffrentes couleurs Autant la forme des distributions que les nombres absolus dtoiles sont importants En fait, les distributions changent drastiquement en fonction des directions, couleurs, etc et cest ce qui doit tre reproduit pour que le modle soit considr valable
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles Cette technique nest valable que pour considrer les proprits globales de la Galaxie Ex. le modle de Bahcall & Soneira (1984) na que 2 composantes: Pop I disque & Pop II bulbe et pourtant reproduit bien les comptes. Modle de Gilmore (1984) avec thin & thicK disk ne reproduit pas mieux les observations Cette technique nest valable que pour considrer les proprits globales de la Galaxie Ex. le modle de Bahcall & Soneira (1984) na que 2 composantes: Pop I disque & Pop II bulbe et pourtant reproduit bien les comptes. Modle de Gilmore (1984) avec thin & thicK disk ne reproduit pas mieux les observations
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Comptage dtoiles Gillmore & Reid attribue la diffrence la prsence du thick disk Bahcall & Soneira attribue la diffrence au fait que G&R utilise uniquement des toiles MS alors que le bulbe est domin par des gantes Gillmore & Reid attribue la diffrence la prsence du thick disk Bahcall & Soneira attribue la diffrence au fait que G&R utilise uniquement des toiles MS alors que le bulbe est domin par des gantes
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Modle dynamique Paramtres que lon cherche dterminer: masse & tendue de la Galaxie ou du halo (principal contributeur la masse) Masse de la Galaxie ou masse du halo galactique: concept mal dfini Si CDM (Navarro, Frenk & White 1996) est correct, les halos nont pas de sharp boundaries et les galaxies sont suffisamment proches (ex.: MW & M31) pour quil y ait un overlap des halos Il faut donc parler de M jusqua un certain (M < R)
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Modle dynamique La plupart des diffrences apparentes entre les diffrentes tudes sont le rsultat de la comparaison de masses drives pour diffrents rayons effectifs (car mme physique) ou dextrapolations douteuses des rayons (suppose un modle). Zaritsky 1999
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Mthode: 1- Courbe de rotation Masse partir de la courbe de rotation (RC) La CR ne donne pas dinformation pour R > 20 kpc La CR donne cependant une bonne dtermination du profil de densit petits R auquel les dterminations plus grands R devront se raccorder P.e.: mme si un halo isotherme avec v c ~ 300 km/sec peut expliquer la dynamique des satellites, il doit tre rejet car il prdit v c ~ 300 km/sec pour R < 20 kpc. Masse partir de la courbe de rotation (RC) La CR ne donne pas dinformation pour R > 20 kpc La CR donne cependant une bonne dtermination du profil de densit petits R auquel les dterminations plus grands R devront se raccorder P.e.: mme si un halo isotherme avec v c ~ 300 km/sec peut expliquer la dynamique des satellites, il doit tre rejet car il prdit v c ~ 300 km/sec pour R < 20 kpc.
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Mthode: 1- Courbe de rotation La mesure de la CR for R > 8 kpc est compliqu de par notre position dans le disque La valeur exacte pour v c (15 kpc) a oscill entre 180 et 220 km/sec (Fich & Tremaine 1991) Le modle final devra avoir cette incertitude (200 +/- 20 km/sec) Pour un modle de sphre isotherme, ceci implique une incertitude = (180/220) 2 = 0.67 ~ 33%, ce qui reprsente le mieux que lon puisse faire La mesure de la CR for R > 8 kpc est compliqu de par notre position dans le disque La valeur exacte pour v c (15 kpc) a oscill entre 180 et 220 km/sec (Fich & Tremaine 1991) Le modle final devra avoir cette incertitude (200 +/- 20 km/sec) Pour un modle de sphre isotherme, ceci implique une incertitude = (180/220) 2 = 0.67 ~ 33%, ce qui reprsente le mieux que lon puisse faire
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Mthode: 1- Courbe de rotation Exemple: si on interprte la dcroissance de la CR de 220 km/s 8 kpc 180 km/s 14 kpc comme provenant dune distribution de masse concentre au centre: cette vitesse, couple une dcroissance Kplrienne implique une masse centrale de 1.1 x 10 11 M sol La valeur drive par Olling & Merrifield (1998) v c ~ 166 km/s R = 20 kpc, couple une RC Kplerienne implique une masse 1.2 x 10 11 M sol Ces deux masses sont a un facteur 10 de la masse drive par la dynamique des satellites R ~200 kpc (voir plus loin) Si au lieu de lapprox. Kpler., on utilise une sphre isotherme avec v c ~ 165 km/s, on obtient 1.2 x 10 12 M sol Diffrence: extrapolation for R > 20 kpc Exemple: si on interprte la dcroissance de la CR de 220 km/s 8 kpc 180 km/s 14 kpc comme provenant dune distribution de masse concentre au centre: cette vitesse, couple une dcroissance Kplrienne implique une masse centrale de 1.1 x 10 11 M sol La valeur drive par Olling & Merrifield (1998) v c ~ 166 km/s R = 20 kpc, couple une RC Kplerienne implique une masse 1.2 x 10 11 M sol Ces deux masses sont a un facteur 10 de la masse drive par la dynamique des satellites R ~200 kpc (voir plus loin) Si au lieu de lapprox. Kpler., on utilise une sphre isotherme avec v c ~ 165 km/s, on obtient 1.2 x 10 12 M sol Diffrence: extrapolation for R > 20 kpc
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Mthode: 2- Escape Velocity Les toiles observes localement sont probablement lies la Galaxie Celles qui ont les plus grandes vitesses donnent une limite infrieure v esc 450 < v esc < 650 km/s Les toiles observes localement sont probablement lies la Galaxie Celles qui ont les plus grandes vitesses donnent une limite infrieure v esc 450 < v esc < 650 km/s Leonard & Tremaine 1990 Carney & Latham 1987
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Mthode: 2- Escape Velocity Si r outer ~ 200 kpc, M ~ 10 12 M sol
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  • Facult des arts et des sciences Dpartement de physique Mthode: 3- Dynamique des satellites (dSph.s & amas glob.) Masse pour une masse ponctuelle dans un potentiel sphrique Masse pour N masses ponctuelles Incertitudes lies aux orbites: oOrbites radiales: s = 1 oOrbites isotropes: s = oOrbites tangentielles : s ~ 1/8 (effets de mare) Masse pour une masse ponctuelle dans un potentiel sphrique Masse pour N masses ponctuelles Incertitudes lies aux orbites: oOrbites radiales: s = 1 oOrbites isotrop