Etude des propriétés chimiques des composantes Etude des propriétés chimiques des composantes cinématiques du disque galactique.cinématiques du disque galactique.
Méthode de détermination automatique des Méthode de détermination automatique des paramètres stellaires.paramètres stellaires.
Pascal Girard
Soutenance de thèse
Directrice de thèse : C. Soubiran
Allocataire de rechercheMoniteur à Bordeaux 1 11 décembre 2006
Plan de la soutenance
Contexte général
Compilation et analyse des propriétés chimiques du disque
Le code TGMETméthode de détermination automatique
Application à un grand échantillon de spectres stellaires
Conclusions et perspectives
Description générale de la galaxie
Les populations stellaires
Elles peuvent se caractériser par leur :- distribution spatiale- distribution cinématique- composition chimique
Leurs propriétés nous renseignent sur :- Les mécanismes de la formation de la Voie lactée(Effondrement de nuages de gaz, mergers…)
- et son évolution au cours du temps (Taux de formation stellaire, enrichissement du milieu interstellaire…)
Les populations stellaires
U
W
V vers centre galactique
au plan galactique
sens de rotation galactique[Fe/H], [/Fe]
Échelle de hauteur & longueur, densité
Ellipsoïde des vitesses :<(U,V,W)> et U,V,W
Vitesses par rapport au LSR
Distribution spatiale :
Distribution cinématique
Composition chimique
Formation des éléments chimiques
Les rapports d’abondances nous renseignent sur la chronologie des évènements pendant la
formation de la Voie Lactée
Les éléments - Etoiles massives (courte durée de vie, qques centaines de Ma)
- Capture de particules , supernovae de type II : SN II
-O, Mg, Si, Ca, Ti…
Les éléments du pic du Fer- Etoiles de faible masse (longue durée de vie, qques Ga)- Explosion de supernovae de type Ia : SN Ia-Fe, Cr, Ni, Zn, Co…
Les mesures d’abondances
Les méthodes classiques, primaires :- Basées sur la mesure des largeurs équivalentes des raies
- Limitées aux spectres à haute résolution et haut S/N : temps de pose long
- Ne permettent pas d’analyser de grands volumes de spectres
Les méthodes automatiques sont calibrées avec les méthodes classiques Les méthodes primaires et secondaires sont complémentaires
Les méthodes automatiques, secondaires :- Traiter de très grands volumes de spectres
- Possibilité de traiter des spectres à basse résolution
- Sondage plus profond
Nécessité de mettre au point des méthodes automatiques
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le disque mince
Le disque épais
Le halo
Les « Moving groups »
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le disque mince
- Orbites circulaires et aplaties.
- Vitesse de rotation moyenne proche de celle du Soleil (V ~ 220 km/s).
- Distribution de l’âge mal connue, très étendue, jusqu’à 8 Ga
- Métallicité moyenne [Fe/H] ~ 0.0 dex
disque mince bulbe
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le disque épais- Mise en évidence par Gilmore & Reid (1983)
- Vitesse de rotation inférieure à celle du disque mince (V ~ 170 km/s)
- Métallicité moyenne : -0.7 ≤ [Fe/H] ≤ -0.5 dex
- Age moyen estimé à ~ 10 Ga.
- Enrichissement en éléments
disque épais
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Le halo
- Orbites inclinées, excentriques.
- Pas de mouvement d’ensemble cohérent
- Faible densité d’étoiles par rapport au disque.
- Métallicité moyenne de [Fe/H] ~ -1.5 dex
- Etoiles vieilles, âge > 12 Ga.
- Enrichissement en éléments
halo
Les composantes cinématiques de notre Voie Lactée
Cinématique intermédiaire aux deux disques
Confusion possible avec des étoiles
des disques mince et épais Large éventail d’âge et de métallicité La barre galactique centrale serait à
l’origine de ce courant (Famaey et al. 2004)
Les « moving groups » (courants d’étoiles)Origines dynamique ou extra-galactique
Le courant d’Hercule :(Famaey et al. 2004)
Hypothèses de la formation du disque galactique
Effondrement, plus ou moins rapide, du nuage proto-
galactique
(ELS, Sandage 1990, Larson 1976…)
Le disque épais se forme en premier, le disque mince ensuite
Ne prédit pas de discontinuité dans la cinématique des composantes
Hypothèses de la formation du disque galactique
Diffusion cinématique des orbites des étoiles du disque
mince
(Norris 1987)
Ne prédit pas de discontinuité dans les propriétés chimiques
La séparation cinématique observée est beaucoup plus importante
Le disque épais se forme à partir du disque mince
Hypothèses de la formation du disque galactique
Chauffage du disque mince par des mergers avec des
galaxies satellites naines (Quinn et al 1993, Abadi et al. 2003…)
Le disque mince se forme en premier
Le disque épais est un mélange de débris de
galaxies satellites et d’étoiles du disque mince
Les étoiles des galaxies naines ne montrent pas d’enrichissement en
Hypothèses de la formation du disque galactique
Accrétion de structures riches en gaz, formation hiérarchique
(Brook et al. 2004, 2005, 2006)
Pas de débris de galaxies satellites, le disque épais se forme en premier
Prédiction d’une séparation chimique et cinématique
Cependant, il faut plus de prédictions à confronter aux observations
Remarques sur les études précédentes
Etudes basées sur de faibles échantillons Pas vraiment représentatif
Méthodes de détermination des abondances sont variées Effet systématiques entre les études
Le courant d’Hercule n’est pas considéré Effets systématiques possibles
Compiler et re-analyser des données existantes
Critères de sélection des échantillons très variés Entraîne des résultats contradictoires ou incertains
Construction d’un catalogue
Un catalogue final de ~ 650 étoiles.
Croisement avec le catalogue Hipparcos :
>10 mas et / < 0.10
Compilation des vitesses radiales, calcul des vitesses spatiales et
des paramètres orbitaux
Identification des composantes cinématiques
Compilation et homogénéisation de listes d’étoiles avec des abondances détaillées :Fe, O, Mg, Ca, Ti, Si, Na, Ni et Al
Identification des composantes cinématiquesSoubiran & Girard , A&A, 2005
Représentation dans le plan UV :
-Contamination des étoiles du courant d’Hercule dans le disque épais
U
W
V vers centre galactique
au plan galactique
sens de rotation galactique
Rapports d’abondances : Les éléments Soubiran & Girard , A&A, 2005
~ - 0.3 dex
Rapports d’abondances :
Ni : Distribution plate pour les 3 populations.
Al : Distribution similaire au éléments .
La grande dispersion observée pour le courant d’Hercule favorise son origine dynamique.
Age des étoiles de chaque population
Disque mince : une relation Age-Métallicité (AMR) est visible.
Disque épais: <age> = 9.6±0.3 Ga. Une AMR sur 2-3 Ga ?
Recherche d’un gradient vertical dans le disque épais
Donne des contraintes sur les scénarios de formation :
Zmax vs [Fe/H] : Pas de gradient vertical.
Etoiles avec [Fe/H] > -0.3 : Différentes du reste (Zmax est inhomogène, est similaire au disque mince) .
formation rapide du disque épais
Résultats
Article publié : Soubiran & Girard, A&A, 2005
Meilleures contraintes :
Une AMR dans le disque épais
Pas de gradient vertical dans le disque épais.
Nouveaux faits :
Séparation DM/DE quantifiée : [/Fe]) = +0.10 dex.
Le disque épais est plus vieux de 4 Ga.
Les propriétés du courant d’Hercule favorisent son hypothèse dynamique.
Les étoiles du disque épais à haute métallicité ont des propriétés atypiques
Prochaine étape
Pour aller plus loin :
- Nécessité de mettre au point une méthode automatique de détermination des paramètres atmosphériques
TGMET
- Notre catalogue de paramètres atmosphériques nous servira comme référence pour calibrer un tel programme
- Sonder plus loin au dessus du plan galactique- Traiter de grands volumes de données (ELODIE, SDSS…)
Adaptation de TGMET (Katz et al. 1998)
Spectre observé (cible) est comparé avec des spectres de référence.
Ajustement des et des flux sur chaque spectre de référence
Estimation du maximum de degré de ressemblance.
TGMETméthodeDétermination de Teff, logg, [Fe/H] et [/Fe]
Ajustement sur un petit intervalle spectral
Utilisation d’une grille de spectres synthétiques (Barbuy et al. 2003) Offre une bonne couverture de l’espace des paramètres
4000 ≤ Teff ≤ 7000 K
0.5 ≤ logg ≤ 5.0.
-3.0 ≤ [Fe/H] ≤ +0,3
+0,0 ≤[/Fe] ≤+0,4.
TGMETspectres de références
Variation du rapport [/Fe]
TGMETrésultats
Détermination de la température effective : Teff
Testé à haute et à basse résolutions
R=42 000
rms : 130 K
TGMETrésultats
Détermination de la métallicité : [Fe/H]
Testé à haute et à basse résolutions
R=42 000
rms : 0,13
TGMETrésultats
Détermination du rapport [/Fe] :
Testé à haute et à basse résolutions
R=42 000
rms : 0,05
TGMETapplication
~2000 spectres échelles ELODIE (@OHP), R=42000
Allure similaire à celle observée dans notre échantillon de référence :
-Chevauchement des deux disques
-Pente à [Fe/H] = -0.3 dex
-Séparation disque mince/épais
-Un groupe d’étoiles du disque mince se distingue à [Fe/H] < -0.6 dex
TGMETconclusion
~ 2000 spectres ELODIE analysés, R = 42 000
Ouvre la perspective d’analyser de grands volumes de données spectroscopiques (ex : SDSS) Plus d’étoiles et sonder plus loin au dessus du plan galactique !
Démontre l’efficacité de la méthode pour étudier les composantes cinématiques du disque galactique.
Confirme les résultats de Soubiran & Girard (2005)
Article soumis : Girard & Soubiran
Bilan sur les relations cinématique-abondances
Analyse des spectres du SDSS
Le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) :
- Spectres à basse résolution, R ~ 2000, 381nm ≤ ≤ 910 nm
-Une fraction de l’échantillon sont des étoiles, le catalogue DR3 contient ~ 70.000 étoiles
- S/N compris entre 4 et 20, 14 ≤ V ≤ 22
- Observation d’un quart du ciel en photométrie et spectrométrie- Informations relatives sur plus d’un milliard de galaxies et quasars
Traitement des spectres
Sélection en couleur (g - r)- Revient à faire une sélection en température : 5 000 < Teff < 7 000 K
Pré-traitements effectués par Allende Prieto et al. (2006)- Résolution R = 1000, 4400 ≤ ≤ 5500 Å
Environ 14.000 spectres stellaires retenus et analysés.
Le domaine spectral coïncide avec celui des spectres synthétiques TGMET donne des résultats satisfaisants à cette résolution
Calibration avec les spectres ELODIE
Teff) = 139 K
Calibration avec les spectres ELODIE
Fe/H = 0.12 dex
/Fe = 0.06 dex
Analyse des étoiles du SDSS avec TGMET
Coordonnées spatiales, distances et vitesses de rotation obtenues par A06
z > + 8 kpc
z < - 8 kpc
1 < |z| < 3 kpc
halo
halo
Disque épaisz
Sélection des échantillons représentatifs de chaque population stellaire
Distribution des étoiles G (5000<Teff<6000 K) et F (6000<Teff<7000 K) de l’échantillon (A06) :
- Faible contamination du halo dans l’échantillon d’étoiles G
étoiles G
étoiles F
- Disque épais : étoiles G avec 1 < |z| < 3 kpc- Halo : étoiles G et F avec |z| > 8 kpc
Sélection des échantillons représentatifs de chaque population stellaire
[/Fe] en fonction de [Fe/H] :
• 1 : régime du halo
[Fe/H] < - 1.2 dex
G type 5000 K < Teff < 6000 K 1 < |z| < 3 kpc
•2 : régime du disque épais
- 1.2 < [Fe/H] < - 0.4 dex
•3 : régime disque mince/épais
[Fe/H] > - 0.4 dex
21 3
Recherche de gradients radiaux et verticaux
Distribution plate pour le halo.
disque épais : G, 1 < |z| < 3 kpc
Halo : G & F, |z| > 8 kpc
Gradient radial négatif en [/Fe] dans le disque épais !!!
contraintes fortes sur la formation du disque épais
Pas de gradient observé en métallicité
Recherche de gradients radiaux et verticaux
Pas de gradient vertical en [Fe/H].
Pas de gradient vertical en [/Fe]
Propriétés du disque épais et du halo
Confirmation de la présence de débris de galaxies satellites dans le halo(faible rapport [/Fe], faible métallicité [Fe/H] ~ -1.5 dex et Vrot ~ 100 Km/s)
disque épaishalo
Conclusions sur l’analyse des étoiles du SDSS
Analyse de 14 000 étoiles à basse résolution avec TGMET
- Sondage à plusieurs kpc du plan galactique- Sélection d’échantillons représentatifs du disque épais et du halo
- Nouveaux faits observationnels :
Gradient radial négatif dans le disque épais Présence de débris de satellites dans le halo
Résumé :
Compilation de données existantes
- Limitation au voisinage solaire, quelques centaines d’étoiles- Confirmation des propriétés observées avec plus de précision- Meilleures contraintes sur des points controversés et
nouveaux faits observationnels
Méthode automatique TGMET(Teff, logg, [Fe/H] et [/Fe]) :
- Méthode efficace pour étudier les composantes cinématiques du
disque galactique.
- Seule méthode automatique déterminant [/Fe] appliquée à un
grand échantillon
Analyse d’un grand relevé à basse résolution
- Sondage à plusieurs kpc du plan galactique- Nouveaux faits observationnels :
Gradient radial négatif dans le disque épais Présence de débris de satellites dans le halo
Perspectives
Analyser de plus grands relevés du ciel- DR5, SEGUE, RAVE, Gaia…
Améliorer les modèles de formation du disque : - Plus de prédictions à confronter avec les observations.
Tester de nouvelles grilles de spectres synthétiques avec TGMET
Merci