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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

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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


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.



• 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)



• 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.



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



Zinn 1985

Proche ~ 2.6 kpc

|Z| < 3.2 kpc



Zinn 1985



Mackey & van den Berg 2005



Mackey & Gilmore 2004



Mackey & van den Berg 2005



• GCs MW vs M31 (Harris & Pudritz 1994)



Harris 1991



Kormendy, webpageSéminaire GC vs dSph: YD



• 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



• 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



NGC 7252 - HST

Whitmore et al. 1993



Whitmore et al. 1993

<MV> ~ -13


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


Étoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du haloÉtoiles du halo

Saha 1985



Suntzeff, Kinman & Kraft 1991

Gradient0 < R < 10 kpc

ConstantR > 10 kpc



Suntzeff, Kinman & Kraft 1991

• Clairement, le amas globulaires sont plus pauvres en métaux et donc plus vieux.



• 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



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



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



• 2 populations:1. Metal-poor & dynamically hot (pas de correlation)

2. Metal-rich & dynamically cool (disk-like) (corrélation)

Carney et al. 1996



Carney et al. 1996


Étoiles du haloÉtoiles du halo

Carney et al. 1996

HaloThick disk


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



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



Kennicutt 1989

0.67

g = HI + H2

~ 10

~ 1



• 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



Sackett et al. 1994



• Zibetti & Ferguson 2004

• HDF, z=0.32• m ~ 30 mag arcsec-2

• Couleur rouge avec • I ~ R-2.6


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


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

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