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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

PHY 6790: Astronomie PHY 6790: Astronomie galactiquegalactique

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Cours 9: Formation et évolution de la Galaxie

Cours 9: Formation et évolution de la Galaxie


Formation de la GalaxieFormation de la GalaxieFormation de la GalaxieFormation de la Galaxie

• Observations des propriétés (cinématique, métallicité, …) des différentes composantes (bulbe, disque – mince & épais, halo) devraient nous permettre de reconstituer l’histoire de formation de la Galaxie:

1. Collapse monolithique (ELS 1962)

2. Amoncellement hiérarchique (petits building blocks et évolution via mergers)


Collapse monolithiqueCollapse monolithiqueCollapse monolithiqueCollapse monolithique

• ELS (1962) a eu beaucoup d’influence pendant 25 ans

• 1ière observation: les étoiles à hautes vitesses (high-velocity stars) près du Soleil sont pauvres en métaux (metal-poor)

• ELS suggère un temps de formation rapide ~108 a.

ELS 1962



• ELS ont montré que les excentricités (e), les énergies d’oscillation verticale Ez et les moments angulaires Lz sont corrélés avec la métallicité.

• Quand la métallicité décroit, e et Ez augmentent, alors que Lz diminue.

• ELS en conclut que la MW a eu une histoire de formation violente et rapide et que la majorité des étoiles de faible métallicité ne pouvaient avoir été formées dans un disque supporté par la rotation. ELS 1962



• Ez, e et Lz sont des « invariants adiabatiques », c’est-à-dire que leurs valeurs pour une étoile donnée changent peu si le potentiel dans lequel l’étoile se déplace change lentement.

• Donc, soit que les étoiles de faible métallicité se sont formées sur des orbites ayant de grands e, ou le potentiel de la MW a changé rapidement à une certaine époque depuis leur formation.

• Dans le premier cas, les étoiles n’ont pu être formées dans un disque supporté par la rotation, et dans le deuxième cas la MW a eu une histoire violente.


Collapse monolithiqueCollapse monolithique(scénario de formation)(scénario de formation)Collapse monolithiqueCollapse monolithique

(scénario de formation)(scénario de formation)

• La Galaxie se forme à partir d’un nuage protogalactique en rotation, approximativement sphérique

• Initialement, ce nuage est pauvre en métaux et approximativement en chute libre

• Alors qu’il se contracte, sa rotation augmente pour conserver le moment angulaire et il y a condensation de ce qui va donner les étoiles les plus pauvres en métaux et les amas globulaires du halo

• Les orbites excentriques actuelles de ces objets sont une conséquence directe de la chute libre du nuage protogalactique

• La formation des amas globulaires provient de la rapidité de l’effondrement


Collapse monolithiqueCollapse monolithique(scénario de formation)(scénario de formation)Collapse monolithiqueCollapse monolithique

(scénario de formation)(scénario de formation)

• Les SNes augmentent la métallicité du nuage pendant son effondrement

• Après avoir diminué en rayon d’un facteur ~10, le nuage devient riche en métaux (metal-rich) et s’applatit dans un disque supporté par la rotation.

• A ce point, la formation du disque a commencé et la Galaxie se stabilise près de sa configuration actuelle


Collapse monolithiqueCollapse monolithiqueCollapse monolithiqueCollapse monolithique• Problème: ELS prédisent que tous les

amas globulaires devraient être pauvres en métaux.

• Searle & Zinn (1977) montrent que la distribution en métallicité des amas globulaires est large: de metal-poor à solaire et même plus.

• Cette observation est attendue si le halo se forme à partir de fragments indépendants de ~108 Msol, qui évoluent indépendamment les uns des autres

• La métallicité d’un fragment est dépendant du nombre d’épisodes de SF avant que les SNes évacuent le gaz

• On peut dire maintenant que le scénario ELS n’est plus adéquat pour décrire les observations Zinn 1985


Amoncellement Amoncellement hiérarchiquehiérarchique


• Modèle de formation se situe dans le cadre d’une cosmologie CDM avec (m, ) = (0.3, 0.7)

• Le domaine de redshifts (z <6) des sources discrètes en cosmologie observationnelle correspond bien aux composantes galactiques les plus vieilles.

• Formation plus lente que ELS

Disque – z ~ 2 – 10 Ga

Halo – z > 4 – 13 Ga

~ 3 Ga




• Depuis le papier de ELS (1962), les simulations N-corps d’effondrement dans un Univers en expansion ont beaucoup influencé notre conception de la formation des galaxies

• Dans ces simulations, les systèmes stellaires se fusionnent continuellement avec des plus grands

• Alors que les fragments se fusionnent, le potentiel de la galaxie en formation est loin d’être axisymmétrique et le moment angulaire des étoiles individuelles est loin d’être conservé, contrairement à l’hypothèse d’ELS

Steinmetz, webpage




Galaxiemature

Galaxiejeune

Galaxie enformation

HDF




Galaxie jeune


Amoncellement Amoncellement hiérarchiquehiérarchique+ + mergersmergers

Amoncellement Amoncellement hiérarchiquehiérarchique+ + mergersmergers

• Interaction & mergers vont comme (1+z)4

• Interaction & mergers très importants dans le passé• Aujourd’hui: évolution séculaire plus important


Hierarchical clusteringHierarchical clusteringHierarchical clusteringHierarchical clustering


Évolution de la GalaxieÉvolution de la GalaxieÉvolution de la GalaxieÉvolution de la Galaxie

Kormendy webpage

Importantà petit z

t ~ t0

Importantà grand z

t >> t0



• Ce serait cependant une erreur de conclure que des galaxies comme la MW se forment simplement par le merging de systèmes stellaires pré-existants:o Peut importe l’histoire du halo, le disque ne peut

pas se former par mergers (voir simulations – mergers -> elliptique)

o Il est peu probable que les étoiles du disque épais et les amas globulaires du disque se soient formés à l’extérieur de la MW (scénario mergers)

o Les scénarios de formation du bulge sont aussi incertains (secular evolution via barre)



• Des objets ressemblant à des amas globulaires jeunes se sont formés récemment dans le LMC

• On sait que le LMC tombe vers la MW et sera éventuellement absorbé par la Galaxie

• Lorsque le LMC sera absorbé, ses amas globulaires deviendront des amas globulaires de la Galaxie

• Est-ce que tous les amas globulaires de la MW proviennent du bris de galaxies de faible luminosité comme le LMC ?

• C’est incertain mais il y a des évidences pour que ce soit le cas pour les amas globulaires et les étoiles du halo



• Aussitôt que le MIS va s’être refroidi à < 104 K il va tomber dans le puits de potentiel de la MW et former un disque supporté par la rotation

• A mesure que le gaz s’accumule, il deviendra éventuellement instable gravitationnellement et formera des étoiles

• Les étoiles vont se former à partir des nuages les plus denses qui se déplacent sur des orbites presque circulaires

• On s’attend donc que les observations confirment que les étoiles se forment dans le plan avec des orbites quasi circulaires

• Des perturbations vont graduellement épaissir le disque



• Un modèle généralement accepté pour l’origine du thick disk est l’accrétion de systèmes stellaires de faible luminosité par la MW

• Lorsqu’il tombe sur la Galaxie, il convertit un thin disk en un thick disk

• Le gaz restant retombe vers le plan et reforme un thin disk

• Ceci serait arrivé il y a environ 10 Ga (ex.: Sagittarius)

Quinn & Goodman 1986



• Il y a des évidences pour que les amas globulaires du disque se soient formés lorsque le disque était perturbé (Zepf & Ashman 1993)

• Il est possible qu’ils se soient formés à partir du disque gazeux de la galaxie lorsqu’un satellite est tombé sur le disque

• Ceci expliquerait pourquoi les abondances des amas globulaires sont autour de la valeur caractéristique du thick disk [Fe/H] ~ -0.6

• On a vu qu’il y a une similitude entre les paramètres du thick disk et ceux du système d’amas globulaires du disque

• Est-ce que cette similitude suppose une origine physique similaire ?


Formation de la GalaxieFormation de la Galaxiepreuve de l’accrétion preuve de l’accrétion

bar strengthsbar strengths

Formation de la GalaxieFormation de la Galaxiepreuve de l’accrétion preuve de l’accrétion

bar strengthsbar strengths

Observé

Masse doublée en

10 Ga

Pas d’accrétion

Combes et al.


Scénario d’évolution de la Scénario d’évolution de la Galaxie (Galaxie (CDM + HC)CDM + HC)


• Peu après le Big Bang, la matière sombre froide a commencé à attirer les baryons dans les fluctuations locales de densité

• Les premières étoiles se sont formées après le collapse initial des premiers nuages moléculaires primordiaux

• Ces étoiles produisent l’époque de réionisation

• Les premiers proto-nuages reconnaissables (peut-être avec le SKA) ont commencé à s’assembler à cette époque.

• Peu après le Big Bang, la matière sombre froide a commencé à attirer les baryons dans les fluctuations locales de densité

• Les premières étoiles se sont formées après le collapse initial des premiers nuages moléculaires primordiaux

• Ces étoiles produisent l’époque de réionisation

• Les premiers proto-nuages reconnaissables (peut-être avec le SKA) ont commencé à s’assembler à cette époque.




• Dans le contexte CDM, le halo sombre de la Galaxie se forme en premier

• Dans certaines galaxies, les premiers épisodes d’accrétion de gaz forment le bulbe, le trou noir central, les premières étoiles du halo et les amas globulaires

• Dans la Galaxie, le petit bulbe peut s’être formé plus tard à partir d’étoiles du disque interne (évolution séculaire)

• Dans le contexte CDM, le halo sombre de la Galaxie se forme en premier

• Dans certaines galaxies, les premiers épisodes d’accrétion de gaz forment le bulbe, le trou noir central, les premières étoiles du halo et les amas globulaires

• Dans la Galaxie, le petit bulbe peut s’être formé plus tard à partir d’étoiles du disque interne (évolution séculaire)




• Les premiers stages de l’évolution de la Galaxie ont été marqués par des événements dynamiques violents (ex.: accrétion), ce qui a amené les très grandes densités centrales des amas globulaires et peut-être la relation masse du trou noir – dispersion stellaire du bulbe

• Cette étape est appelée l’Age d’or. Elle précède la phase vers z~1 où l’activité de formation d’étoiles et d’accrétion du disque étaient à leur maximum

SP

R

zMadau plot




• A l’Age d’or, il y avait un fort gradient d’abondance du bulbe jusqu’au halo lointain

• L’enrichissement en métaux a été rapide dans le cœur de la Galaxie, de sorte qu’à z~1, la métallicité moyenne était aussi élevée que [Fe/H] ~ -1 ou plus

• On peut ainsi comprendre pourquoi le bulbe stellaire interne que l’on observe aujourd’hui est à la fois vieux et modérément riche en métaux

• Les premières étoiles du halo ([Fe/H] ~ -5 à -2.5) se sont formées dans un plus grand volume et datent des phases initiales du proto-nuage

• Les amas globulaires se sont formés dans un volume similaire à partir d’interactions violentes du gaz ([Fe/H] ~ -2.5 à -1.5)

• Plusieurs des étoiles du halo et des amas globulaires sont les restants de galaxies satellites qui ont eu des évolutions chimiques indépendantes avant d’être accrétés par la Galaxie




• L’étendue en [Fe/H] et la distribution relative des éléments chimiques est un diagnostic important de l’évolution de chaque composante de la MW

• Si la IMF est constante, les abondances moyennes des différentes composantes donne une indication grossière du nombre d’événements d’enrichissement dus aux SNs, avant leur formation

• Pour un volume de gaz donné dans un système fermé:o Seulement quelques SNs sont nécessaires pour avoir [Fe/H] ~

-3.0o 30 à 100 SNs pour [Fe/H] ~ -1.5o ~1000 pour avoir une abondance solaire

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physiqueMeilleure détermination Meilleure détermination

des âges des âges (Lineweaver 1999; (Lineweaver 1999;

Efstathiou 2002)Efstathiou 2002)

Meilleure détermination Meilleure détermination des âges des âges

(Lineweaver 1999; (Lineweaver 1999; Efstathiou 2002)Efstathiou 2002)

• Halo galactique & amas globulaires: 12.2 +/- 0.5 Ga (Lineweaver 1999)

• Disque mince: 8.7 +/- 0.4 Ga• Big Bang ( = 0.7; m = 0.3): 14 Ga

• Age absolue des étoiles les plus vieilles à +/- 2 Ga (z=6 à z=2) !


La fonction de luminosité des naines blanches dans le disque proche

Legget et al 1998

age = 9 Ga

Age du disqueAge du disqueAge du disqueAge du disque


Évolution chimique de la Évolution chimique de la GalaxieGalaxie


• Les abondances des étoiles donnent de précieuses informations sur l’évolution de la Galaxie (malgré l’erreur +/- 2 Ga sur les âges)

• Rappel: seul H et He (un peu de Li) sont primordiaux – reste: nucléosynthèse

• Définition:

• Donc, [Fe/H] = -2 signifie Fe est 1/100 solaire




• Dans la MW, le gaz se transforme en * - H & He produisent des éléments lourds retournés à l’ISM par des vents et à la fin de leur vie (une partie demeure emprisonnée dans le cadavre stellaire)

• Donc, l’abondance chimique devrait évoluer avec le temps. Sans infall, les abondances devraient augmenter

• Relation âge – métallicité existe mais avec beaucoup de dispersion

Nordstrom et al. 2005


118 km s -1

M31

Milky Way

La masse stellaire est~6 x 1010 Msol, donc le rapport Mdark/M*

~ 20

M31 et la MW s’approchentÀ 118 km s -1. Leurseparation est ~ 750 kpc

(Kahn & Woltjer 1959)

Pour atteindre cette vitesse d’approche depuis leur formation signifie que la masse totale de la MW est au moins 13 x 10 11 Msol.

Le halo sombre a rh ~ 150 kpc,beaucoup plus que le rayondu disque ~ 20 kpc

Futur de la Futur de la GalaxieGalaxie

Futur de la Futur de la GalaxieGalaxie


Futur de la GalaxieFutur de la GalaxieFutur de la GalaxieFutur de la Galaxie

• La MW a et va continuer d’absorber les petites galaxies elliptiques de son environnement. Présentement, la MW est en train de déchiqueter le LMC et Sagittarius.

• Dans ~6 Ga, la MW et Andromède vont entrer en collision.

• La MW et Andromède sont 2 spirales et le résultat du merger sera une elliptique géante.

Dubinski, CITA webpage


Jumeau de la Voie Jumeau de la Voie LactéeLactée

Jumeau de la Voie Jumeau de la Voie LactéeLactée

NGC 891

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