Propriétés des étoiles massives dans le centre Galactique

Propriétés des étoiles massives dans le
centre Galactique
Fabrice Martins
MPE Garching
R. Genzel, F. Eisenhauer, S. Gillessen, S. Trippe, T. Ott, T. Paumard
D.J. Hillier (Pittsburgh)
L’amas central
100 pc
Spitzer
10 pc
Radio
Diverses populations stellaires
AGN, relativité générale, propriétés trou noir, formation et evolution stellaire
JHK
0.2 pc
1 pc
K
Spectroscopie stellaire
 bandes CO: RGB, HB et AGB → 100 Myr – 10 Gyr
 émission/absorption Brγ et HeI : jeunes étoiles massives → 0 - 100 Myr
⇒ le paradoxe de la jeunesse du centre Galactique
Le paradoxe de la jeunesse
Jeunes étoiles massives tracent une formation stellaire récente
MAIS
Forces de marée si intenses que les nuages moléculaires devraient
disparaître avant de former des étoiles
Solutions:
 in-situ formation: demande de grandes densités de gaz → disque autogravitant
-1.8 plus
-3
 SFF“loin”
+Finteractions
dynamiques:
étoiles7formées
loinenetpc)
amenées
=
⇒
n
=
5x10
R
cm
(R
grav
marrée
crit
au centre par des processus dynamiques (amas spiralant par friction,
interactions binaires-BH, perturbateurs massifs…)
 “imposteurs stellaires”: coeur d’étoiles agées dont l’enveloppe a été
arrachée par les forces de marée
⇒ les propriétés/évolution de ces étoiles sont-elles normales?
j>0, quality 2, significance 2-3.5σ
j>0, quality 2, significance >3.5σ
j<0, quality 2, significance 2
j<0, quality 2, significance >
Etoiles massives dans le parsec central
4
spectroscopie 3D (SINFONI)
WN5/6
counter-clockwise (j<0)
0
cotan (θ)
Ofpe/WN9
WN8
4
clockwise (j>0)
2
2
0
0
-2
-2
-4
Θ,φ: coordonnées
sphériques V
-1.0
-0.5
0
ϕ/π
0.5
1.0
-4
i=-24
0
φ =-167
-1.0
-0.5
0
0
0.5
1.0
ϕ /π
WC9
 Age ~ 6 Myr
OB I
 ~ 100 étoiles massives dans < 0.5 pc
OB V
0
i=127 ,φ=81
 2 disques avec la même population
⇒ in situ SF dans disque(s) auto-gravitant
Paumard, Genzel, Martins et al. 06
IMF dans les disques
10
t=6e6, ∆t=1e6, flat(-0.85) IMF
t=6e6 y, ∆t=1e6 y, Salpeter (-2.35) IMF
all E and |j|>0.6 in 0.8<p<6
counts IRS16+13 minus late
2
stars per arcsec per mag
1
0.1
Top–heavy
0.01
Mtot ~ 104 M
0.001
10
12
14
16
K-mag
See also Nayakshin & Sunyaev 05
Modèles d’atmosphères pour étoiles massives
Nécessite 3 ingrédients principaux:
 transfert radiatif hors ETL
⇒ grande luminosité / processus radiatifs dominants
 géométrie sphérique + gradients de vitesse
⇒ forts vents en accélération depuis la photosphère
 métaux (line-blanketing)
⇒ raies métalliques observées + métaux affectent la structure
atmosphérique
Ici: code CMFGEN (Hillier & Miller 98)
Input:
- paramètres stellaires: L,R,M,
composition chimique
- vent: Mdot, vit. terminale
- Structure v et ρ
Estimation T
Opacités
-Champ de rayonnement
-Equilibre statistique + radiatif ν
Solution pour T, populations hors ETL
Output:
-Structure d’ionisation / populations nETL
-Structure T
-Champ de rayonnement
Solution formelle
équation de
transfert
Flux émergent
détaillé
Propriétés stellaires et de vent
Modèles d’atmosphère
⇓
Teff - Luminosité - Taux de perte de masse - Abondances
HI
HeI/
HeII
Teff = 32000 K
log L/L = 5.40
Mdot = 4.5 10-4 M /yr
CIV/
CIII
NIII
obs
modèle
Propriétés stellaires et de vent similaires à d’autres étoiles massives
Galactiques
Abondances de surface
Ofpe/WN9
He
WC9
C
H
N
WN/C
Ofpe/WN9
WN8
WC9
WN8/WC9
WN8
WN8
WN8
Lien évolutif entre diverses étoiles post séquence principale (M ~ 50 M ):
(Ofpe/WN9 ⇔ LBV) → WN8 → WN8/WC9 → WC9
⇒ Evolution stellaire normale
Martins et al. 07
Propriétés ionisantes
Le “vieux” problème:
Trop d’étoiles massives “froides” comparé a
un modèle de starburt @ 6-7 Myr
⇒ Tracés évolutif ne passent pas assez de
temps dans la partie rouge du
diagramme HR
“old”
GC stars
new OB + WR
Problème résolu par:
Découverte de nouvelles étoiles chaudes ET meilleurs modèles
d’atmosphère
Evolution stellaire / modèles d’atmosphère expliquent les propriétés
globales du centre Galactique
Les étoiles S
Eisenhauer et al. 03
SgrA*
 Etoiles dans l’arcseconde centrale (0.039pc)
 Très grands mouvements propres / vitesses radiales
 Preuve de l’existence du trou noir
Les étoiles S
S2
Nature des étoiles ?
HeI
H
 Detection of Brγ and HeI
2.112 μm + no HeII 2.189 μm:
early/late B stars
(Ghez et al. 02, Eisenhauer et al. 05)
 Comparison to template
spectra (Hanson et al. 05) +
luminosity:
dwarfs/giants, not supergiants
Etoiles au coeur du paradoxe de
la jeunesse
Résumé
 L’amas central de la Galaxie contient ~ 100 étoiles massives (WR + OB)
 Etoiles réparties en 2 disques, dans le 0.5 pc central
 Propriétés stellaires et de vent “normales”
 Evolution et atmosphères stellaires reproduisent bien les propriétés
générales du centre Galactique
⇒ Analyse au moyen de modèles d’atmosphère applicables à
tout type d’étoile OB, étoiles très jeunes incluses (voir talk
M. Heydari-Malayeri)
Une binaire massive GC: IRS16SW
• Variabilité photométrique + spectroscopique variability: P=19.45d ⇒ binaire
éclipsante en contact
• Solution orbitale: M1 ~ M2 ~ 50 M
→ preuve qu’il s’agit bien d’étoiles massives
Martins et al. 06