Faculté des arts et des sciences Département de physique PHY 6790: Astronomie galactique Cours 2:...
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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 2: BulbeCours 2: Bulbe
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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
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
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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
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
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Faculté des arts et des sciencesUnbarred and Barred Galaxies
M100 (Sbc) M109 (SBbc)
(NOAO)(Malin)
Unbarred and barred galaxies
Unbarred and barred galaxies
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Faculté des arts et des sciences
G.C.
l
v0
vgas
(Binney & Merrifield 1998)
Modelling l – v DiagramsModelling l – v Diagrams
(Hartmann 1998)
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Une barre dans la barreUne barre dans la barreUne barre dans la barreUne barre dans la barre
Alard 2001
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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
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
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Formation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbe
Évolution séculaireGalaxie barrée
Matière tombant sur le bulbe
Formation d’étoiles
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Formation du bulbe – NGC Formation du bulbe – NGC 10971097
Formation du bulbe – NGC Formation du bulbe – NGC 10971097
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Formation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbe
Kormendy 2004
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Formation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbe
M31 ?
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Formation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbeFormation du bulbe
Freeman & Bland-Hawthorn 2002
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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
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Photométrie de surfacePhotométrie de surfacePhotométrie de surfacePhotométrie de surface
Kent, Dame & Fazio 1991 – Spacelab IR telescope
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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
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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
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
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
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
• 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)
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
• 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
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
• Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0
• Distribution beaucoup plus piquée à [Fe/H] = 0
Ramirez et al. 2000
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
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
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
• 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)
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
• (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
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Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
Distribution de Distribution de métallicitémétallicité
• 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
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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
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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
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LF & SEDLF & SEDLF & SEDLF & SED
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Age du bulbeAge du bulbeAge du bulbeAge du bulbe
Age = 13 +/- 3 Gyr (NGC 6528)
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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
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Cinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbe
• 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
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Cinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbeCinématique du bulbe
• 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
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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
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Centre galactique Centre galactique (optique)(optique)
Centre galactique Centre galactique (optique)(optique)
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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.
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Centre galactique Centre galactique (radio – 90cm - VLA)(radio – 90cm - VLA)Centre galactique Centre galactique
(radio – 90cm - VLA)(radio – 90cm - VLA)
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Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
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.
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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.
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Centre galactique Centre galactique (dynamique)(dynamique)
Centre galactique Centre galactique (dynamique)(dynamique)
Mvts propres autour de Sgr A*
Correction pour le mvt du Soleil
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Centre galactique Centre galactique (dynamique)(dynamique)
• 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.
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Trou noir central de la Trou noir central de la MWMW
Trou noir central de la Trou noir central de la MWMW
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Trou noir central de la Trou noir central de la MWMW
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
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Emission radio de Sgr Emission radio de Sgr A*A*
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
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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
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Emission radio de Sgr Emission radio de Sgr A*A*
Emission radio de Sgr Emission radio de Sgr A*A*
• 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
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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.
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Emission X (Chandra) de Emission X (Chandra) de Sgr A*Sgr A*
Emission X (Chandra) de Emission X (Chandra) de Sgr A*Sgr A*
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Flare proche-IR du TN Flare proche-IR du TN centralcentral
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.
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Flare proche-IR du TN Flare proche-IR du TN centralcentral
Flare proche-IR du TN Flare proche-IR du TN centralcentral
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
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Flare proche-IR du TN Flare proche-IR du TN centralcentral
Flare proche-IR du TN Flare proche-IR du TN centralcentral
Un flare faible tel que vu par SINFONI le 15 juillet 2004.
Le temps sur les images est en minutes.