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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

Cours 8:Satellites de la Galaxie

•LMC & SMC•Naines sphéroïdales

Cours 8:Satellites de la Galaxie

•LMC & SMC•Naines sphéroïdales


Importance des galaxies naines


• les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans l’Univers

• les naines dominent les comptes dans les surveys profonds

• les naines dominent la fonction de luminosité des galaxies locales

• les naines sont les buildings blocks des galaxies plus grandes dans le scénario d’amoncellement hiérarchique

• les naines les plus faibles ne peuvent être observées que dans le Groupe Local (les plus brillantes dans Virgo)

• les naines sont les premiers objets à se former et les plus abondants dans l’Univers

• les naines dominent les comptes dans les surveys profonds

• les naines dominent la fonction de luminosité des galaxies locales

• les naines sont les buildings blocks des galaxies plus grandes dans le scénario d’amoncellement hiérarchique

• les naines les plus faibles ne peuvent être observées que dans le Groupe Local (les plus brillantes dans Virgo)




Pente montante aux faibles luminosités beaucoup de galaxies naines

Corrigée:Ex. Biais de Malmquist




• LF varie un peu en fonction de l’environnement – Virgo: la pente du côté

faible est abrupte dEs sont > 50% de toutes les galaxies (Trentham et al)

– Groupe Local: monte rapidement (mais moins) aux faibles luminosités (Mateo 1998)

• La fonction de masse HI est semblable

Mateo 1998


Naines du Naines du Groupe Groupe LocalLocal

Naines du Naines du Groupe Groupe LocalLocal

• Mateo (1998) ARAA, 36, 435• Nombre total de naines: ~ 40

– Magnitude limits: (plus faibles que ~ -18)• Ursa Minor ~ -7.6• NGC 205 ~ -16.0

– Masse (dynamique)• DDO 210 ~ 5.4 x 106 M0

• M32 ~ 2.1 x 109 M0

– M(HI)/MTOT

• Plusieurs < 0.001• Leo A ~ 0.72

• Corrélation Morphologie - Distribution


Naines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe Local

• Elliptiques naines– Concentrées autour de

M31– M32, N147, N205, N185– Peu de gaz, pop. II– N147, N185, N205 – Supportées par la rotation

• Naines irrégulières– Partout, surtout en

périphérie– Beaucoup de gaz (HI),

pops stellaires mixtes– Supportées par la rotation

• Intermediaire/Transition– Un peu de gaz, un peu

de SF, certaines avec de très vieilles étoiles

– Pas supportées par la rotation

• Naines Spheroïdales (dSphs)– Satellites de MW, M31– SFH complexe– Gaz ?– Ressemblent aux amas

globulaires, mais avec DM

– grand σ/Vrot


Naines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe LocalNaines du Groupe Local

Carignan, Beaulieu & Freeman 1990


Différence entre les Ell.s Différence entre les Ell.s et les naines Ell.set les naines Ell.s

Différence entre les Ell.s Différence entre les Ell.s et les naines Ell.set les naines Ell.s

Cercles ouverts = naines elliptiques; cercles pleins = elliptiquesNaines -> plus faible brillance de surface e


Galaxies dSphsGalaxies dSphs

Les satellites les plus faibles de la GalaxieMV jusqu’à -8Très faible brillance de surfaceMasse totale ~ 107 Msol

Les vitesses radiales des étoiles individuelles de plusieurs des dSphs donnent des M/L très élevés: les

plus faibles ont M/L > 100


Galaxies dSphsGalaxies dSphs


La dispersion des vitesses dans la galaxie dSph Fornax approximativement constante avec la rayon (Mateo 1997). Fornax est la plus brillante des dSph avec M/LV 10 ( M/LV = 2 à partir de son contenu stellaire)

Attendu pour M/L constant

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique M/L pour M/L pour

LGLGM/L pour M/L pour

LGLG

Mateo 1998

M/Ls pour les dSphs. Certaines ont M/L > 100. La courbe est pour une composante lumineuse avec M/L = 5 plus un halo avec M = 2.5 x 107 Msol.Mateo 1997

0/I0

Mtot/LV


Ell.s vs dSphsEll.s vs dSphsEll.s vs dSphsEll.s vs dSphs


CMD du Groupe CMD du Groupe LocalLocal

CMD du Groupe CMD du Groupe LocalLocal

Mateo 1998


Corrélation Morphologie - Corrélation Morphologie - DistributionDistribution


Grebel 1998


Naines irrégulières Naines irrégulières (Irrs)(Irrs)

Naines irrégulières Naines irrégulières (Irrs)(Irrs)

• Majorité des Irrs sont gas rich • Majorité ont un taux de formation

d’étoiles élevé • Majorité des Irrs sont des objets

distants (sauf les MCs)

LMC SMC IC 5152

NGC 6822


Naines sphéroïdalesNaines sphéroïdalesNaines sphéroïdalesNaines sphéroïdales

Leo IFornax


Naines Irr (SMC) E (NGC Naines Irr (SMC) E (NGC 205)205)

Naines Irr (SMC) E (NGC Naines Irr (SMC) E (NGC 205)205)


Naines Irr (IC10)Naines Irr (IC10)Naines Irr (IC10)Naines Irr (IC10)


Naines Irr Naines Irr (IC10)(IC10)

Naines Irr Naines Irr (IC10)(IC10)

Image B Image Bprofonde

Image HI + BImage HI


Fonction de luminositéFonction de luminositéFonction de luminositéFonction de luminosité

Pritchet & van den Berg 1999


Métallicité vs MMétallicité vs MvvMétallicité vs MMétallicité vs Mvv

Mateo 1998

sagittarius


Évolution chimique Galactique:Évolution chimique Galactique:Une fonction de la masse de la Une fonction de la masse de la

galaxiegalaxie

Évolution chimique Galactique:Évolution chimique Galactique:Une fonction de la masse de la Une fonction de la masse de la

galaxiegalaxie

La masse totale visible semble être ce qui La masse totale visible semble être ce qui détermine détermine

l’évolution chimique globale de la galaxiel’évolution chimique globale de la galaxie


Star Formation History Star Formation History (SFH)(SFH)

Star Formation History Star Formation History (SFH)(SFH)


Diagramme HR (CMD)Diagramme HR (CMD)Diagramme HR (CMD)Diagramme HR (CMD)

Branche des géantes rouges Metallicité +age

RR-Lyrae variables Distance

MS turnoff AGE


Synthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de population

Initial mass Initial mass functionfunction

Stellar evolution Stellar evolution theory: isochronestheory: isochrones Assumed SFR(t)Assumed SFR(t)

(Assumed?) Chemical (Assumed?) Chemical evolutionevolution

Synthetic color-Synthetic color-magnitude diagrammagnitude diagram

+errors+errors


Synthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de populationSynthèse de population

Modèles pour Modèles pour différentes différentes populations qui populations qui cohabitent cohabitent

diagramme observé: régions de diagramme observé: régions de comparaison de nombrescomparaison de nombres Modèle final Modèle final

adoptéadopté


Les systèmes simples:Les systèmes simples:Star Formation History d’une naine Star Formation History d’une naine

sphéroïdale Leo Isphéroïdale Leo I

Les systèmes simples:Les systèmes simples:Star Formation History d’une naine Star Formation History d’une naine

sphéroïdale Leo Isphéroïdale Leo I

Diagramme du modèle Diagramme du modèle CMD adoptéCMD adopté

Diagramme Couleur-Magnitude observéDiagramme Couleur-Magnitude observé

SFR(t)SFR(t)


SFH pour les dIrrsSFH pour les dIrrsSFH pour les dIrrsSFH pour les dIrrs


SFH pour les dSphsSFH pour les dSphsSFH pour les dSphsSFH pour les dSphs


SF dans les dSphsSF dans les dSphsSF dans les dSphsSF dans les dSphs

Carignan et al. 1998

Bouchard, Carignan, & Staveley-Smith 2006

Pour qu’il y ait formation d’étoiles, ça prend un réservoir de gaz !St-Germain et al. 1999

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueStar Formation Star Formation

HistoryHistoryStar Formation Star Formation

HistoryHistory


Quelques conclusionsQuelques conclusionsQuelques conclusionsQuelques conclusions

• Il n’y a pas 2 galaxies dans le LG qui ont des SFH semblables

• Plus petite est une galaxie plus intermittent est son SFH• Les vieilles galaxies, de faible masse et pauvre en gaz

sont près des spirales géantes• Les galaxies riches en gaz et formant des étoiles sont

isolées• Des mergers mineurs et des intractions

gravitationnelles sont observées• De la SF dans les queues de marée est observée• La quantité totale de matière lumineuse semble être

importante pour: Évolution chimique Époque de SF (SFH)


LMC & SMCLMC & SMCLMC & SMCLMC & SMC



Putman et al. 1998

séminaire



Kim et al. 1998


Évolution dynamique du Évolution dynamique du LMCLMC


• LMC/SMC + MW: ensemble le plus proche de systèmes en interaction

• D ~ 50-60 kpc• Vitesses radiales

sont élevées:o VLMC = 325 km/so VSMC = 175 km/s

• Donc, on peut facilement différencier cinématiquement les étoiles et le gaz des MCs et de la MW


Difficulté pour M 31Difficulté pour M 31Difficulté pour M 31Difficulté pour M 31

Cram, Roberts & Whitehurst 1980)

MWMW

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueÉvolution dynamique du Évolution dynamique du

LMCLMCÉvolution dynamique du Évolution dynamique du

LMCLMC

Brüns et al. 2004 – single dish

Hindman 1961

Putman et al. 1998

Mathewson et al. 1974

Magellanic StreamVLSR ~ 650 km/s

étendue ~ 100o

Leading arm ~ 180o




Difficile à modéliserpcq pas toute l’info3D (très près)


LMCLMCÉvolution dynamique du Évolution dynamique du

LMCLMC

• (gauche): distance des MCs du centre galactique

• (droite): distance entre les nuages de Magellan

approche



(simulations n-corps)(simulations n-corps)


(simulations n-corps)(simulations n-corps)


LMCLMC(simulations SPH (gaz))(simulations SPH (gaz))


(simulations SPH (gaz))(simulations SPH (gaz))

Observations HI

Modèle SPH


dSph SagittariusdSph SagittariusdSph SagittariusdSph Sagittarius


Simulation des débris de Sgr dans Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 1.0un halo sphérique q = 1.0

Simulation des débris de Sgr dans Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 1.0un halo sphérique q = 1.0


Simulation des débris de Sgr Simulation des débris de Sgr dans un halo sphérique q = 0.7dans un halo sphérique q = 0.7Simulation des débris de Sgr Simulation des débris de Sgr

dans un halo sphérique q = 0.7dans un halo sphérique q = 0.7

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