faculté des arts et des sciences département de physique phy 6790: astronomie galactique cours 5:...

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

Cours 5: ISM (HI, HII, H2)Cours 5: ISM (HI, HII, H2)


Distribution HIDistribution HIDistribution HIDistribution HI

• Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution)HI est concentré dans un disque mince et plat

(FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R0 < R < 0.7 R0)

Disque HI pour R > R0 épaissit et est gauchi

Vitesse angulaire ~ cste 0.3R0 < R < R0 et a un maximum à 0.05R0

Rotation symétrique autour de Sgr A* et structure importante (bras 3 kpc)

• Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution)HI est concentré dans un disque mince et plat

(FWHM ~ 220 pc – plat 0.3 R0 < R < 0.7 R0)

Disque HI pour R > R0 épaissit et est gauchi

Vitesse angulaire ~ cste 0.3R0 < R < R0 et a un maximum à 0.05R0

Rotation symétrique autour de Sgr A* et structure importante (bras 3 kpc)

Lockman 2002Lockman 2002



• Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution)

Déviations importantes par rapport au mouvement circulaire près du noyau: infall de gaz à hautes latitudes & Courbe de Rotation (nord) différente de CR (sud)

HI trace la structure spirale de la galaxie Il y a un halo HI (HVCs)

• Connaissance du HI galactique en 1961 (Princeton meeting – obs. faible résolution)

Déviations importantes par rapport au mouvement circulaire près du noyau: infall de gaz à hautes latitudes & Courbe de Rotation (nord) différente de CR (sud)

HI trace la structure spirale de la galaxie Il y a un halo HI (HVCs)



Distribution HI – structure Distribution HI – structure spiralespirale

Distribution HI – structure Distribution HI – structure spiralespirale

• Lockman (2002): It is generally accepted that evidence of spiral structure in inner Galaxy profiles is confused at best, and attempts to derive the spiral structure of the Galaxy from HI spectra have largely been abandoned

• …but these days anyone needing a model of our spiral structure usually turns to ionized gas …

• Models of the large-scale morphology of the Galaxy are tested against the HI data rather than being derived from the data…

• Lockman (2002): It is generally accepted that evidence of spiral structure in inner Galaxy profiles is confused at best, and attempts to derive the spiral structure of the Galaxy from HI spectra have largely been abandoned

• …but these days anyone needing a model of our spiral structure usually turns to ionized gas …

• Models of the large-scale morphology of the Galaxy are tested against the HI data rather than being derived from the data…

Remarquer qu’il y a beaucoup plus de HI pour R > R0 que pour R < R0

réel ou non ?

Remarquer qu’il y a beaucoup plus de HI pour R > R0 que pour R < R0

réel ou non ?


Distribution HIIDistribution HIIDistribution HIIDistribution HII


Distribution HII – Distribution HII – structure spiralestructure spiraleDistribution HII – Distribution HII – structure spiralestructure spirale

Georgelin & Georgelin 1976Georgelin & Georgelin 1976

Taylor & Cordez 1993Taylor & Cordez 1993


RC interne et centre RC interne et centre galactiquegalactique


bras 3 kpc

Blitz 1994Blitz 1994


Transformation Transformation cinématiquecinématique

• Équation fondamentale:

• Si cette fonction est connue, des distances peuvent, en principe, être assignées à chaque vitesse mesurée

• Ex.: B & D ont la même vitesse apparente

• Inutile pour R > R0 (pas de point tangent)

• Équation fondamentale:

• Si cette fonction est connue, des distances peuvent, en principe, être assignées à chaque vitesse mesurée

• Ex.: B & D ont la même vitesse apparente

• Inutile pour R > R0 (pas de point tangent)

Vmax au point tangent CVmax au point tangent C




Burton & Liszt 1993




• Fux (1999): N-body + SPH

• Ce qu’on interprétait comme de l’éjection (expansion) du centre galactique sont plutôt les streaming motions dues à la barre au centre de la galaxie

• Bras à 3 kpc est une spirale au bout de la barre

• Fux (1999): N-body + SPH

• Ce qu’on interprétait comme de l’éjection (expansion) du centre galactique sont plutôt les streaming motions dues à la barre au centre de la galaxie

• Bras à 3 kpc est une spirale au bout de la barre

Fux 1999Fux 1999




• Pourquoi la CR de la Voie Lactée est-elle différente de toutes les courbes de rotation de galaxies extérieures ?

• Sûrement un problème avec notre interprétation des données.

• Lockman (2002): … the rotation curve for R < R0 is thus now fairly well determined, at least to within 10 km s-1 … !!!

• Pourquoi la CR de la Voie Lactée est-elle différente de toutes les courbes de rotation de galaxies extérieures ?

• Sûrement un problème avec notre interprétation des données.

• Lockman (2002): … the rotation curve for R < R0 is thus now fairly well determined, at least to within 10 km s-1 … !!!

Burton & Liszt 1993Burton & Liszt 1993


Densité de surface et Densité de surface et dimension de la Galaxie dimension de la Galaxie

en HIen HI


en HIen HI

Nakanishi & Sofue 2003Nakanishi & Sofue 2003



en HIen HI


en HIen HI• (R), DHI et MHI sont

très sensibles à la courbe de rotation adoptée pour R > R0

• Ex.: MHI varie de 20% entre ces deux modèles

• Résultat: la quantité de HI à R > R0 n’est pas bien connue

• (R), DHI et MHI sont très sensibles à la courbe de rotation adoptée pour R > R0

• Ex.: MHI varie de 20% entre ces deux modèles

• Résultat: la quantité de HI à R > R0 n’est pas bien connue

Lockman 2002

Lockman 2002

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueDisque HI (plat & mince Disque HI (plat & mince

?) ?)Disque HI (plat & mince Disque HI (plat & mince

?) ?)• Le disque HI ne définit

pas un disque exactement mince et plat mais plutôt ondulé (corrugated)

• C’est le cas également d’autres traceurs de Pop I

• Le disque HI ne définit pas un disque exactement mince et plat mais plutôt ondulé (corrugated)

• C’est le cas également d’autres traceurs de Pop I

Lockman 1977

Spicker & Feitzinger 1986


Disque HI (plat & mince Disque HI (plat & mince ?) ?)

Disque HI (plat & mince Disque HI (plat & mince ?) ?)

Florido et al. 1991Corrugation existe

dans d’autres galaxiesex.: NGC 4244

Florido et al. 1991Corrugation existe

dans d’autres galaxiesex.: NGC 4244


Échelle de hauteur Échelle de hauteur HIHI

• A moins qu’une force vienne compenser le changement dans la gravité locale (décroissance exponentielle de la composante stellaire) le disque HI devrait épaissir de 0.25R0 à R0

• Semble constant jusqu’à 0.6R0 et augmente ensuite

• A moins qu’une force vienne compenser le changement dans la gravité locale (décroissance exponentielle de la composante stellaire) le disque HI devrait épaissir de 0.25R0 à R0

• Semble constant jusqu’à 0.6R0 et augmente ensuite

Malhotra 1995Malhotra 1995


Galaxie extérieure: Galaxie extérieure: warping & flaringwarping & flaring

Galaxie extérieure: Galaxie extérieure: warping & flaringwarping & flaring

Inquiétant de voir que le changement

se produit ~R0 ?

Inquiétant de voir que le changement

se produit ~R0 ?



• Difficile de cartographier la distribution face-on

• Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on

• Difficile de cartographier la distribution face-on

• Warp & flaring très visibles dans la distribution edge-on


High Velocity clouds High Velocity clouds (HVC)(HVC)


Wakker et al. 2000




Wakker et al. 2002)Wakker et al. 2002)

Marie-Eve NaudMarie-Eve Naud




• HI aux pôles galactiques descend systématiquement de quelques km s-1

• HI à des vitesses intermédiaires tombe vers le plan à ~50 km s-1 (hémisphère nord)

• Surveys HI: 40% du ciel couvert de HI |VLSR| > 100 km s-1

• Confusion possible avec le warp ?

• HI aux pôles galactiques descend systématiquement de quelques km s-1

• HI à des vitesses intermédiaires tombe vers le plan à ~50 km s-1 (hémisphère nord)

• Surveys HI: 40% du ciel couvert de HI |VLSR| > 100 km s-1

• Confusion possible avec le warp ?



HVC’s – Local Group building HVC’s – Local Group building blocksblocks

HVC’s – Local Group building HVC’s – Local Group building blocksblocks


HVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic Web


HVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic WebHVC’s – Cosmic Web

Leo Ring Schneider et al 1981

Leo Ring Schneider et al 1981

Groupe M81Yun, Ho & Lo 1994

Groupe M81Yun, Ho & Lo 1994


HVC’s – Interaction HVC’s – Interaction gravitationellegravitationelle

HVC’s – Interaction HVC’s – Interaction gravitationellegravitationelle

Survey HIPASS – Parkes multibeamSurvey HIPASS – Parkes multibeam


HVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic Fountain


HVC’s – Galactic FountainHVC’s – Galactic Fountain

• Galactic mushroom – Observations du CGPS

• Gaz rejeté dans le halo par l’explosion de centaines de SN’s dans une région d’intense SF.

• dimension du nuage: 200-400 pc

• English et al.

• Galactic mushroom – Observations du CGPS

• Gaz rejeté dans le halo par l’explosion de centaines de SN’s dans une région d’intense SF.

• dimension du nuage: 200-400 pc

• English et al.

Karl DDKarl DD


HVC’s – Masses & HVC’s – Masses & DimensionsDimensions

HVC’s – Masses & HVC’s – Masses & DimensionsDimensions


HVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - Distances

• Complexes importants: étoiles du halo via spectres en absorption


HVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - DistancesHVC’s - Distances

Émission H


Composante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la GalaxieComposante moléculaire Composante moléculaire (H (H22 via CO) de la Galaxie via CO) de la Galaxie

Distribution CO

Diagramme LV

Dame, Hartmann & Thaddeus 2001



Comparaison avec une image optique des nuages CO pour r < 2.5 kpc (10 < v < 35 km/s)

Comparaison avec une image optique des nuages CO pour r < 2.5 kpc (10 < v < 35 km/s)

Dame, Hartmann & Thaddeus 2001Dame, Hartmann & Thaddeus 2001



• Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté

• Hypothèse: I100m(FIR) trace Igaz (total)

• IH2 ~ I100m(FIR) - IHI

• Pixels blancs sont les pixels où le CO a été détecté

• Hypothèse: I100m(FIR) trace Igaz (total)

• IH2 ~ I100m(FIR) - IHI




• Comparaison de ICO avec la prédiction basée sur FIR et HI

• X = H2/WCO =

1.8 x 1020 cm-

2

• Comparaison de ICO avec la prédiction basée sur FIR et HI

• X = H2/WCO =

1.8 x 1020 cm-

2





• La carte H2 prédite peut être utilisée pour estimer le rapport CO-H2 en fonction de b.

• <X> = H2/WCO =

1.8 x 1020 cm-2

• Bon à hautes latitudes b

• X plus grand dans le plan

• La carte H2 prédite peut être utilisée pour estimer le rapport CO-H2 en fonction de b.

• <X> = H2/WCO =

1.8 x 1020 cm-2

• Bon à hautes latitudes b

• X plus grand dans le plan





• Distribution radiale:Grande

concentration au centre

Trou à R ~ 2 kpcAnneau moléculaire

entre 4 & 8 kpcDécroissance

~ exponentielle pour R > 5 kpc

• Distribution radiale:Grande

concentration au centre

Trou à R ~ 2 kpcAnneau moléculaire

entre 4 & 8 kpcDécroissance

~ exponentielle pour R > 5 kpc

Gordon & Burton 1976Gordon & Burton 1976


HH22 – Distribution en z et – Distribution en z et zz

HH22 – Distribution en z et – Distribution en z et zz

• Comparaison des épaisseurs HI & H2: difficile à cause des effets de projections mais diagramme (l,b) du H2 plus mince que HI

• Différentes épaisseurs mais semblables ~ 10 km s-

1 (12 km s-1 au centre) ? Pas compatible avec des épaisseurs différentes ? (75 vs 220 pc)

• Dans MW, modélisation de hg & g aux points tangents (Malhotra 1995) – peu de variation avec R (sauf au GC) –grandes incertitudes dans la littérature (4 à 11 km s-1) à cause de la clumpiness des nuages moléculaires

• En moyenne dans la MW: g ~ 8 km s-1 & hg ~ 75 pc (légère augmentation avec R)

• Comparaison des épaisseurs HI & H2: difficile à cause des effets de projections mais diagramme (l,b) du H2 plus mince que HI

• Différentes épaisseurs mais semblables ~ 10 km s-

1 (12 km s-1 au centre) ? Pas compatible avec des épaisseurs différentes ? (75 vs 220 pc)

• Dans MW, modélisation de hg & g aux points tangents (Malhotra 1995) – peu de variation avec R (sauf au GC) –grandes incertitudes dans la littérature (4 à 11 km s-1) à cause de la clumpiness des nuages moléculaires

• En moyenne dans la MW: g ~ 8 km s-1 & hg ~ 75 pc (légère augmentation avec R)


Composantes ISMComposantes ISMComposantes ISMComposantes ISM


Distribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HIDistribution CO vs HI

• CO plus concentré au centre

• zCO < zHI

• RCO(max) < RHI(max)

• CO plus concentré au centre

• zCO < zHI

• RCO(max) < RHI(max)



• H2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc

• HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc

• H2 est concentré dans un anneau entre 4 et 8 kpc

• HI est dans un anneau entre 6 et 12 kpc

Gordon & Burton 1976Gordon & Burton 1976



• Quantités comparables de H2 & HI dans la MW: M(H2) ~ 2-3 x 109 Msol

• Différentes distributions radiales: H2 est concentré au centre et dans un anneau entre 4-8 kpc – pas de HI au centre et distribution plus étendue

• H2 dans un plan plus mince mais même g, même flaring et même warp que le HI

• HI dans un disque et H2 en nuages (GMC) ~ 106 Msol

• Quantités comparables de H2 & HI dans la MW: M(H2) ~ 2-3 x 109 Msol

• Différentes distributions radiales: H2 est concentré au centre et dans un anneau entre 4-8 kpc – pas de HI au centre et distribution plus étendue

• H2 dans un plan plus mince mais même g, même flaring et même warp que le HI

• HI dans un disque et H2 en nuages (GMC) ~ 106 Msol



M 83

anneau

centre

faculté des arts et des sciences département de physique phy 6790: astronomie galactique cours 5:...

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