faculté des arts et des sciences département de physique phy 6790: astronomie galactique cours 2:...

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

Cours 2: BulbeCours 2: Bulbe


Structure du bulbeStructure du bulbeStructure du bulbeStructure du bulbe

• Noter que le coté gauche est plus large (plus proche) que le coté droit (extrémité de la barre)

• Évidence que le bulbe est barrée


Comptage d’étoiles – Comptage d’étoiles – 2MASS2MASS

Comptage d’étoiles – Comptage d’étoiles – 2MASS2MASS

• (gauche) comptage d’* 2MASS dans les parties centrales de la MW

• (centre) Comptes moins la contribution du disque• (droite) coupe à z = 1440 pc

• (gauche) comptage d’* 2MASS dans les parties centrales de la MW

• (centre) Comptes moins la contribution du disque• (droite) coupe à z = 1440 pc

Lopez-Corredoira et al. 2005Lopez-Corredoira et al. 2005

Faculté des arts et des sciencesUnbarred and Barred Galaxies

M100 (Sbc) M109 (SBbc)

(NOAO)(Malin)

Unbarred and barred galaxies

Unbarred and barred galaxies

Faculté des arts et des sciences

G.C.

l

v0

vgas

(Binney & Merrifield 1998)

Modelling l – v DiagramsModelling l – v Diagrams

(Hartmann 1998)


Une barre dans la barreUne barre dans la barreUne barre dans la barreUne barre dans la barre

Alard 2001


Formation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbe

• Le bulbe s’est formé 12.5 < tform < 9 Gy

• Formation par scénario ELS tform ~ 12.5 Gy

• Formation par secular evolution tform ~ 9 Gy

Freeman & Bland-Hawthorn 2002



Évolution séculaireGalaxie barrée

Matière tombant sur le bulbe

Formation d’étoiles


Formation du bulbe – NGC Formation du bulbe – NGC 10971097

Formation du bulbe – NGC Formation du bulbe – NGC 10971097



Kormendy 2004



M31 ?



Freeman & Bland-Hawthorn 2002


Photométrie de surface Photométrie de surface Photométrie de surface Photométrie de surface

• Bulbe ne suit pas la loi r1/4 de deVauc.

• Bulbe suit une loi exponentielle, mais pas jusqu’au centre


Photométrie de surfacePhotométrie de surfacePhotométrie de surfacePhotométrie de surface

Kent, Dame & Fazio 1991 – Spacelab IR telescope


Photométrie de surfacePhotométrie de surfacePhotométrie de surfacePhotométrie de surface

• Frogel et al. 1990• Bulbe de la

galaxie est moins brillant que celui de M31

• MW type plus tardif que M31


Rotation et Rotation et du bulbe du bulbeRotation et Rotation et du bulbe du bulbe

• Bulbe de la MW est en rotation comme tous les autres bulbes

• Géantes K + PNes• Bulge et le disque

interne ont des semblables, donc difficile de les séparer par leur cinématique

• Bulbe se termine |l| < 10o

Beaulieu et al. 2000

disque


Distribution de Distribution de métallicitémétallicité


• L’étude de la distribution de métallicité devrait nous permettre de déterminer l’âge du bulbe, son temps de formation, etc

• Cependant, comme on va le voir, dépendant des techniques utilisées (spectroscopiques vs CMD), il y a une grosse différence entre les différentes études




• MD est centrée à [Fe/H] = -0.2 • avec 34% [Fe/H] > 0 (solaire) • et aucune étoile avec [Fe/H] < -1.3

(McWilliam & Rich 1994)




• Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0

• Beaucoup plus d’étoiles avec [Fe/H] > 0.0 que les autres études

Sadler et al. 1996




• Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0

• Distribution beaucoup plus piquée à [Fe/H] = 0

Ramirez et al. 2000




Implications:1. Le bulbe a subi un enrichissement chimique

rapide jusqu’à des abondances solaires et plus très tôt dans l’évolution de la Galaxie

2. La majorité des étoiles du bulbe se sont formées à peu près en même temps comme les amas globulaires du halo

3. Pas plus de 10% de la population du bulbe peut être représentée par des étoiles d’âges intermédiaires




• Zoccali et al. 2003• (haut): CMD SOFI –

NTT • (bas) CMD – 2MASS

a) CMD, champ completb) CMD, champ du disque à

30o

c) CMD bulbe décontaminéd) CMD étoiles soustraites

(disque)




• (gauche-haut) CMD de l’amas globulaire du bulbe NGC 6553

• (gauche-bas) MD pour MK > -4.5 (ombragé) [Fe/H] = -0.1 = 0.1

• (bas) MD de Zoccali et al. comparée aux autres études




• Conclusions (Zoccali et al. 2003)

1. Pas de trace de populations stellaires plus jeunes

2. La métallicité du bulbe pique près de la valeur solaire

3. Il y a une coupure abrupte pour [Fe/H] > 0

4. Une plus grande queue à faible métallicité [Fe/H] < -1

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueDistribution de Distribution de

métallicitémétallicitéDistribution de Distribution de

métallicitémétallicité

• Conclusions (Zoccali et al. 2006)

1. Formation du bulbe plus rapide que celle du disque

2. Les * les plus riches sont les dernières formées, âges correspond à l’épuisement du MIS

3. Une période de formation rapide est nécessaire pour expliquer ce résultat

4. Formation < 1G


Abondance du bulbeAbondance du bulbeAbondance du bulbeAbondance du bulbe

• Comme on a vu qu’il y a un gradient d’abondance dans le halo, il y a aussi un gradient d’abondance dans le bulbe

• Ce n’est pas une population homogène

Minniti et al 1995

Zoccali et al. 2002


LF & SEDLF & SEDLF & SEDLF & SED


Age du bulbeAge du bulbeAge du bulbeAge du bulbe

Age = 13 +/- 3 Gyr (NGC 6528)


Cinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbe

• A cause de la très grande extinction dans la direction du bulbe, on se doit de travailler:

1. Soit dans les fenêtres de faible extinction comme les Baade’s windows

2. Soit de travailler en IR ou en radio

• Pour la détermination des vitesses, il y a une structure spectrale en absorption à 2.3m produite par le CO qui a un sharp edge du côté bleu

Sellgren et al. 1990



• Vrot < 15 km/sec pour r < 2.3 pc

• 70 < los < 125 km/sec pour 0.6 < r < 2.3 pc

• los = cste ~ 125 km/sec pour r < 0.6 pc

• M/LK augmente vers le centre - implique une masse sombre de 5.5 ±1.5 x 106 Msol

Sellgren et al. 1990

2.3 pc0.6 pc

Dominé par l’amas d’étoiles central

Dominé par l’amas d’étoiles central



• Point le plus central – los ~ 153 +/-17 km/sec, soit x2 los(Sellgren) ~ 70 km/sec à ~2 pc

• Explication: Sellgren – cinématique de l’amas central différent cinématique du bulbe - Blum

Blum et al. 1995


Cinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbe• 192 géantes K riches

[Fe/H] > -1 – bulbe <vlos> = 66 +/- 5 km/s <los> = 71 +/- 4 km/s

• 31 géantes K pauvres [Fe/H] < -1.5 – halo <vlos> = -6 +/- 20 km/s <los> = 113 +/- 14 km/s

Minniti 1996

bulbehalo

Halopas de rotation

Bulberotation


Centre galactique Centre galactique (optique)(optique)

Centre galactique Centre galactique (optique)(optique)


Centre galactique (IR)Centre galactique (IR)Centre galactique (IR)Centre galactique (IR)

• Images IRAS des régions centrales de la Galaxie. Le champ est ~50° en longitude le long de l’équateur galactique.

• L’émission IR est principalement due à de la poussière chauffée par les étoiles environnantes.


Centre galactique Centre galactique (radio – 90cm - VLA)(radio – 90cm - VLA)Centre galactique Centre galactique

(radio – 90cm - VLA)(radio – 90cm - VLA)


Centre galactiqueCentre galactiqueCentre galactiqueCentre galactique

• Région particulière: à l’intérieur de quelques années-lumière, on retrouve 10000 étoiles formant un amas dense & un trou noir d’environ 106 Msol

• Image HKL du centre galactique. Le TN central est près du centre de la boite.


Centre galactiqueCentre galactiqueCentre galactiqueCentre galactique

• Régions centrales (~0.3 pc) en IR (1.6, 2.2 and 3.8 m).

• Sgr A* est près du centre mais pas très brillant en IR.

• La majorité des étoiles sont très jeunes et massives.

• La spectroscopie montre que ce sont des super géantes lumineuses de seulement quelques 10s x 106 années.


Centre galactique Centre galactique (dynamique)(dynamique)


Mvts propres autour de Sgr A*

Correction pour le mvt du Soleil



• De l’astrométrie, résolue dans le temps (période ~15 ans) fournit de très bonnes données sur les mouvements propres des étoiles du centre Galactique.

• Les observations montrent clairement que plusieurs étoiles près de Sgr A* - i.e. à des distances ~30 jours-lumière se déplacent sur des orbites képlériennes autour d’une masse centrale.

• A partir de la forme des orbites, la distance Terre- Sgr A* et la masse de Sgr A* peuvent être calculées.


Trou noir central de la Trou noir central de la MWMW





• La plupart des galaxies ont un TN central

• Ghez et al. 2005 Masse(BH) = 3.7 +/- 0.2 x 106 Msol [R0/(8 kpc)]3

• Schödel et al. 2003 Masse(BH) = 3.3 +/- 0.7 x 106 Msol [R0/(8 kpc)]3


Emission radio de Sgr Emission radio de Sgr A*A*


• Image radio à 20cm montrant les filaments à grande échelle dus à l’émission synchrotron le long des lignes de champs magnétiques

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueEmission radio de Sgr Emission radio de Sgr

A*A*Emission radio de Sgr Emission radio de Sgr

A*A*

Dimension de Sagittarius A* mesurée

en VLBI à différentes longueurs d’onde




• Dimension intrinsèque de Sgr A*, mesurée à 43 GHz (Bower et al. 2004) comparée à la dimension de l’horizon du TN central.

• La source radio a une dimension d’environ 1 UA.

• Pour un observateur sur la Terre, l’horizon du TN à la position du Soleil aurait 40 fois son diamètre.

Orbite de la TerreOrbite de la Mars


Ionized gas H92Ionized gas H92 près de près de Sgr A*Sgr A*

Ionized gas H92Ionized gas H92 près de près de Sgr A*Sgr A*

• Close up de Sgr A*, montrant la mini spirale de gaz ionisé (H92– radio emission line – Liszt 2003), tombant ou tournant autour du centre.

• Le point brillant est Sgr A*, site du TN central.


Emission X (Chandra) de Emission X (Chandra) de Sgr A*Sgr A*

Emission X (Chandra) de Emission X (Chandra) de Sgr A*Sgr A*


Flare proche-IR du TN Flare proche-IR du TN centralcentral


• Le 9 mai 2003, pendant des observations de routine de l’amas d’étoiles au CG à 1.7 m avec NAOS/CONICA au VLT, il y a eu un flare très puissant à la position de Sgr A*

• Pendant qques minutes, le flux a augmenté d’un facteur 5-6 et est revenu au flux initial en ~30 minutes.

• Le flare s’est produit à quelques milli-arcseconds de la position de Sgr A*.

• Le court temps de montée-descente nous dit que la source du flare est à moins de 10 Schwarzschild radii du TN.




Genzel et al. 2003peut-être émis par du gaz du disque d’accrétion

spiralant vers le TN à l’intérieur de la dernière orbite stable autour du trou noir




Un flare faible tel que vu par SINFONI le 15 juillet 2004.

Le temps sur les images est en minutes.

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