Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Astronomie Extragalactique Extragalactique Cours 8: Galaxies à grands z Cours 8: Galaxies à grands z Formation de spirales et Formation de spirales et d’elliptiques Évolution des galaxies d’elliptiques Évolution des galaxies
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Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 8: Galaxies à grands z Formation de spirales et d’elliptiques.
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UV loitain, flux dominé par les étoiles massives Red, green, UV conçus pour trouver les
galaxies à grands z Pas de flux en UV
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Lyman-break galaxiesLyman-break galaxies
Dickinson web page
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Lyman-break galaxiesLyman-break galaxies
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Z Photométrique (SEDs)
Couleur type morphologique Type morphologique SED SED fit photométrie Fit z
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Z Photométrique (SEDs)
Exemples dansle HDF - S
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Z Photométrique Z Photométrique (SEDs)(SEDs)
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Z Photométrique Z Photométrique (2MASS)(2MASS)
10%20%30%
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Z Photométrique Z Photométrique (2MASS)(2MASS)
zm = z photométrique
Zt = z mesurée (true)
Q = (H-K) + f * (J-H)
F = 0.644 = paramètre libre
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Distribution en zDistribution en z
La différence montre le fort clustering des galaxies à grands z
La présence d’un si grand clustering à grands z montre que les galaxies se sont formées aux pics de la distribution de matière
Avec le temps, la gravité amplifie ces régions denses (amas riches)
AttendueObservée
séminaire
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HST WFPC2 (optical) vs HST WFPC2 (optical) vs NICMOS (IR)NICMOS (IR)
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HST WFPC2 (optical) vs HST WFPC2 (optical) vs NICMOS (IR)NICMOS (IR)
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HST WFPC2 (optical) vs HST WFPC2 (optical) vs NICMOS (IR)NICMOS (IR)
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HST WFPC2 (optical) vs HST WFPC2 (optical) vs NICMOS (IR)NICMOS (IR)
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Formation de disquesFormation de disques
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Formation de disquesFormation de disques
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Formation de disquesFormation de disques
Comment les protogalaxies acquièrent-elles leur moment angulaire ?
Dans le scénario d’amoncellement hiérarchique, les protogalaxies se forment par l’agglomération de plus petites unités sous l’effet de la gravité
Les tidal torques provenant des autres protogalaxies vont créer le moment angulaire
Spin parameter (Peebles 1971, Fall & Efstathiou 1980)
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Formation de disquesFormation de disques
Spin parameter:
J = moment angulaire totalE = énergie du systèmeM = masse du systèmeG = constante grav.
= mesure du degré de support grav. du système dû à la rotation = rapport de l’accélération centrifuge g ~ vc
2/r sur l’accélération gravitationnelle g ~ GM/r2
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Formation de disquesFormation de disques
moment angulaire = J ~ (M r vc)Binding energy = E ~ G M2/r
Le paramètre de spin prend 2 valeurs caractéristiques pour des objets simples:
= 0.5 pour un disque auto-gravitant en rotation = 0 pour un sphéroïde sans rotation
valeur typique ~ 0.08 (Peebles 1969, 1971)
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Formation de disquesFormation de disques
(Warren et al. 1992)
<> ~ 0.05
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Formation de disquesFormation de disques
Si <> ~ 0.05, comment les disques tournent-ils si rapidement avec ~ 0.5 ?
Si le disque est lié par sa propre masse, alors E ~ R-1 (R = rayon du disque)
Si J est conservé pendant le collapse, va comme E1/2 ~ R-1/2
Un collapse de ~ 0.05 à ~ 0.5 demande que le disque se contracte d’un facteur 100
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Formation de disquesFormation de disques
2 problèmes:Le disque proto galactique de la MW
devrait être ~ 20 kpc x 100 ~ 2 Mpc ! – plus grand que le Groupe Local
Une contraction d’un facteur 100 prendrait ~ 1011 ans = 7 x temps de Hubble !
Solution: Fall & Efstathiou (1980)
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Formation de disquesFormation de disques
• Fall & Efstathiou (1980) ont réalisé que la façon de s’en sortir était de supposer que le disque collapse à l’intérieur d’un halo sombre avec (r) ~ r-2 vc = cste rt
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Formation de disquesFormation de disques
Si on suppose que le gaz collapse dans le halo et forme un disque exponentiel d’échelle de longueur , déterminé par la vitesse circulaire vc , Jd/Md = 2 vc/
Puisque le gaz et le halo ressentent le même torque Jd/Md = Jh/Mh et que le moment angulaire est conservé
~ 10
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Formation de disquesFormation de disques
Formation de disques:1. Protogalaxie forme par agglomération de
petites entités (fluctuations initiales)
2. Spin est acquis par le torque exercé par les galaxies voisines
3. Gaz collapse dans des halos sombres pré-existants (collapse factor ~ 10)
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Formation hiérarchique des différents types morphologiques
Dark halo ~ 2.5 x 1012 Msol à z = 0
CDM avec M = 0.3, = 0.7, b = 0.019h-2 h = H0/(100 km/s/Mpc) = 0.65
Évolution z = 4 z = 0 (mergers à z ~ 3.3 et z ~ 0.6)
Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155
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Formation hiérarchique des différents types morphologiques
z = 4, Mb ~ 3 x 1010 Msol (gaz & étoiles)
Disque: Diam (petit) ~ 3 kpc – Vrot ~ 180 km/s
SF a commencé ~ z = 10 avec SFR ~ 30 Msol/an Étoiles jeunes (bleues) < 200 x 106 ans
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Formation hiérarchique des différents types morphologiques
z = 3.3, merger de 2 disques de même dimension z =3.15, déjà le progéniteur d’un bulbe avec burst de SF
(1.6 x 1010 Msol gas étoiles en 300Ma)
Pendant le burst MR ~ -25 (compatible avec Lyman-break)
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Formation hiérarchique des différents types morphologiques
De z = 3 à z = 1.8, masse baryonique augmente de 50% (accrétion de IGM formation d’un disque SFR: 20 Msol/a (z=3) 8 Msol/a (z=1.8)