Formation et histoire du disque Galactique - TEL (Thèses-en
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Formation du disque de la Voie Lactée Lionel VELTZ Thèse sous la direction de O. Bienaymé et K. Freeman Plan • • • • • Le disque de la Voie Lactée Sa formation L’inversion cinématique Le modèle Cigal Conclusions et perspectives La Voie Lactée La Voie Lactée Structure Cinématique La Voie Lactée Structures de la galaxie Halo Bulbe Disque Structures de la galaxie NGC 4762 Burstein (1979) Structures de la galaxie Halo Disque épais Bulbe Disque mince Structure du disque Structure axisymétrique: (R,z) 0,i exp i1,2 Echelle de hauteur Echelle de longueur z z 0 h z,i exp R R0 h R,i L’échelle de hauteur L’échelle de hauteur du disque épais est mal connue Corrélation hz du disque épais et épais/mince L’échelle de longueur L’échelle de longueur du disque épais est plus grande que celle du disque mince Cinématique du disque Référentiel standard local (LSR) Origine: Point idéal en rotation le long d’une orbite circulaire de rayon R VLSR 220 km.s-1 T 250.106 ans CG Direction: R NGP C.G. U U W V Rot. V LSR Composantes de la vitesse: (U,V,W) LSR Cinématique du disque L’ellipsoïde des vitesses: W W U U Dispersions de vitesse: (U,V , W) L’ellipsoïde • Accord dans les mesures de la cinématique du disque mince • Dispersion dans les mesures de la cinématique du disque épais Populations stellaires Deux manières d’envisager le disque : • Structure avec deux composantes : • Le disque mince • Le disque épais • Structure constituée d’une somme de populations stellaires La formation de la Voie Lactée Formation de la galaxie Effondrement monolithique Eggen, Lynden-Bell and Sandange (1962) Formation rapide Fragments multiples Searl and Zinn (1978) Formation progressive Formation du disque épais Chauffage d’un disque mince initial Formation du disque épais • Chauffage d’un disque mince initial •Nuages moléculaires géants (Wielen 1977) •Bras spiraux (Sellwood & Carlberg 1984) •Tous noirs super-massifs (Lacey & Ostriker 1985) •Mini-halo de matière noire (Fuchs 2001) Formation du disque épais • Chauffage d’un disque mince initial • Création du disque épais avant le disque mince (Samland 2004) Formation du disque épais • Chauffage d’un disque mince initial • Création du disque épais avant le disque mince • Apports extérieurs (Abadi 2003) Signature cinématique • Chauffage du disque mince initial • Continuité cinématique • Disque épais puis disque mince • Discontinuité cinématique • Apports extérieurs • Discontinuité cinématique Inversion cinématique Objectif: décomposition en populations stellaires du disque Mouvements propres distance Distribution en vitesse inversion Décomposition cinématique Mouvements propres Etoiles de Barnard: 10,3 arsec.an-1 L’échantillon UCAC2 8° autour des pôles galactiques magnitudes K entre 6 et 15 25000 étoiles erreur: 2 à 6 mas.an-1 Sélection en couleur écart en magnitudes absolues magnitudes absolues précises J-K=[0.5-0.7] Géantes du clump MK=-1.61 2mass-MSXHipparcos Naines <MK>=4.15 Distance photométrique hyp.: Toutes les étoiles sont des naines Méthode 50 pop. cinématiques -> ci Lissage Positivité des composantes Géantes Disque mince Disque épais Résultats 400<z<800pc 10007 étoiles z<400pc 6758 étoiles z>1000pc 3724 étoiles z>800pc 7787 étoiles Bilans • Séparation types d’étoiles: - naines - géantes • Décomposition cinématique: - disque mince U = [25-55] km.s-1 - disque épais U = [75-100] km.s-1 - halo (non détecté) BIAIS • Taille de l’intervalle de l’histogramme • Nombre d’étoiles • Séparation de 2 populations Facteur de lissage -> renforce les pics • Complétude de l’UCAC2 Le modèle Cigal Objectif: décomposition en populations stellaires du disque Mouvements propres, Comptages et Vitesses radiales Séparation types d’étoiles Décomposition cinématique Les échantillons Notre étude est basée sur 3 échantillons situés autour des pôles galactiques: Photométrie Mouvements propres Vitesse radiale 2MASS UCAC2 Elodie-RAVE * 8° K= 5 et 15.4 22 050 16° K= 6 et 14 105170 15° K= 5.5-8.5-11.5 392 + 543 complet 2 à 6 mas.an-1 2 km.s-1 * première version de RAVE Sélection en couleur Magnitudes absolues: Géantes du clump MK=-1.61 Sous-géantes MK=-0.89 MK=-0.17 Naines MK=4.15 2mass-MSXHipparcos Le modèle Equation de la statistique stellaire: i=20 composantes isothermes (w=10-70 km.s-1) k=4 magnitudes absolues (1 pour les géantes, 2 pour les sous-géantes et 1 pour les naines) => 4 gaussiennes M = 0.25 Auto-cohérent distribution en densité Potentiel Gravitationnel distribution en vitesse Potentiel gravitationnel vertical: (z) 2G 0 ( z 2 D2 D) eff z 2 Ajustements Minuit (James 2004) Vitesses radiales Comptages Mouvements propres Séparation Naines/Géantes Comptage 2MASS mK=10.0 Données RAVE 1 2 3 Histo. RAVE Histo. RAVE Histo. RAVE Sous-géantes Paramètres stellaires RAVE Nombre d’étoiles 531 étoiles Géantes Gravité de surface log(g) Naines RAVE [8.5-9.5] Naines Géantes RAVE [9.5-10.5] Géantes Naines RAVE [10.5-11.5] Naines Géantes Décomposition cinématique Fonction de distribution cinématique disque mince disque épais Obtenu en ajustant les comptages, les histogrammes de mouvements propres et de vitesses radiales Séparation disque mince/épais Séparation disque mince/épais Naines Minimum Géantes Séparation disque mince/épais Transition disque mince/ disque épais Disque mince [10-25] Km.s-1 Disque épais [30-45] Km.s-1 photometric distance (pc) Echelles de hauteur Fonction de distribution cinématique disque mince disque épais Obtenu en ajustant les comptages, les histogrammes de mouvements propres et de vitesses radiales Echelles de hauteurs Disque mince Disque mince: Disque épais hz=225 ± 10 pc Disque épais: hz=1048 ± 36 pc Résultats cinématiques LSR: (U,V,W)=(8.5±0.3, 5.2, 11.1 ±1.0) Z = 20.0 ± 2.0 pc Disque mince: W=[10-25] km.s-1 hz=225 ± 10 pc Disque épais: W=[30-45] km.s-1 hz=1048 ± 36 pc Vasym = 33 ± 2 km.s-1 Conclusions Cigal •Bon ajustement des observations •Séparation naines/géantes Confirmée par log(g) •Séparation ciné. disque mince/épais Confirmée par la distance photométrique •Valeurs réalistes des quantités cinématiques mesurées Conclusions et perspectives Conclusions Décomposition en populations stellaires Inversion cinématique Modèle Cigal Séparation Naines/Géantes Discontinuité cinématique disque mince/épais Modèle formation disque épais Disque mince initial Disque épais initial Apports extérieurs Perspectives Mesure de l’échelle de longueur Merci de votre attention Ajustement des observations Ajustement des observations • Comptages • Mouvements propres • Vitesses radiales Les galaxies Les galaxies Galaxies Eliptiques Galaxies Lenticulaires S a E0 b E3 S0 E7 c Galaxies Spirales SB La Voie Lactée M101 Crédit: Hubble/ESA QuickTime™ et un décompresseur sont requis pour visionner cette image. Crédit: ESA/Hubble (M. Kornmesser & L. L. Christensen) Cinématique du disque L’ellipsoïde des vitesses: L’inclinaison de l’ellipsoïde: v3 U v1 W Répartition des étoiles en distance Paramètres modèle de disque: hz,mince = 225 pc hz,épais = 1050 pc mince/épais = 7 % Répartition des étoiles en magnitude (naines) Répartition des étoiles en magnitude (Géantes) Distance photométrique Echantillon (1) Inversion (1) z < 400 pc Disque mince Disque épais Echantillon (2) Inversion (2) Disque mince 400<z<800 pc Disque épais Echantillon (3) Inversion (3) Disque mince Disque épais z > 800 pc Echantillon (4) Inversion (4) Disque mince Disque épais z > 1000 pc
