Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 6: Galaxies à grands z Formation de spirales et delliptiques

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 6: Galaxies à grands z Cours 6: Galaxies à grands z Formation de spirales et Formation de spirales et

d’elliptiques d’elliptiques

Évolution des galaxiesÉvolution des galaxies


DéfinitionsDéfinitions

Redshift desertRedshift desert Lyman-break (UV drop-out)Lyman-break (UV drop-out) Photometric redshifts:Photometric redshifts:

SEDsSEDs ColorsColors

Distribution en zDistribution en z Comparaison HST WFPC2 vs NICMOSComparaison HST WFPC2 vs NICMOS


Redshift desert 1 < z < 2.5

• Terme utilisé en Terme utilisé en 1999-20001999-2000

• Disparu en 2004 Disparu en 2004 après les travaux après les travaux de Steidelde Steidel

• Raie [OII] 3727 Raie [OII] 3727 rendue dans lrendue dans l’IR’IR

• Lyman-a dans l’UVLyman-a dans l’UV



[OII]3727 dans l’IR proche

L dans l’UV (rest frame)



Effet de sélection observationnel


Lyman-break (UV drop-Lyman-break (UV drop-out)out)

Galaxies Lyman-break sont des régions Galaxies Lyman-break sont des régions très actives de SF = liées au nombre * très actives de SF = liées au nombre * massivesmassives

Galaxie Lyman-break: (U-G) Galaxie Lyman-break: (U-G) > 1.0 & > 1.0 & (G-R) < 1.2 & R < 25.5 (pour follow-up (G-R) < 1.2 & R < 25.5 (pour follow-up spectroscopique)spectroscopique)

Ex.: Dans 1000 MpcEx.: Dans 1000 Mpc33, , boite à z boite à z ~~ 2.5, il y a 2.5, il y a 10 galaxies Lyman-break avec R 10 galaxies Lyman-break avec R < 25.5 < 25.5 (le nombre de galaxies diminue pour z ~ (le nombre de galaxies diminue pour z ~ 3-4)3-4)


Lyman break galaxy @ z~3 from Pettini (2003)

Le Le rest-framerest-frame spectre UV de spectre UV de ces galaxies ces galaxies

ressemble ressemble beaucoup à beaucoup à une galaxie une galaxie

starburststarburst locale.locale.


Lyman-break (UV drop-Lyman-break (UV drop-out)out)

UV lointain, flux dominé par les étoiles massivesUV lointain, flux dominé par les étoiles massives Red, green, UV conçus pour trouver les galaxies à Red, green, UV conçus pour trouver les galaxies à

grands zgrands z Pas de flux en UVPas de flux en UV


Lyman-break galaxiesLyman-break galaxies

Dickinson web page


Lyman-break galaxiesLyman-break galaxies


Z Photométrique Z Photométrique (SEDs)(SEDs)

Couleur type morphologiqueCouleur type morphologique Type morphologique SEDType morphologique SED SED fit photométrieSED fit photométrie Fit zFit z



Exemples dansle HDF - S




Z Photométrique Z Photométrique (2MASS)(2MASS)

10%20%30%


Z Photométrique Z Photométrique (2MASS)(2MASS)

zzmm = z photométrique = z photométrique

ZZtt = z mesurée (true) = z mesurée (true)

Q = (H-K) + f Q = (H-K) + f ** (J-H) (J-H)

f = 0.644 = f = 0.644 = paramètre libreparamètre libre


Distribution en zDistribution en z

La différence montre le La différence montre le fort fort clusteringclustering des des galaxies à grands zgalaxies à grands z

La présence d’un si La présence d’un si grand grand clusteringclustering à à grands z montre que les grands z montre que les galaxies se sont formées galaxies se sont formées aux pics de la aux pics de la distribution de matièredistribution de matière

Avec le temps, la gravité Avec le temps, la gravité amplifie ces régions amplifie ces régions denses (amas riches)denses (amas riches)

AttendueObservée


HDF -Hubble Deep HDF -Hubble Deep FieldField

• Champ Champ ~~ 2 arcmin 2 arcmin• 342 exp.s du 18 au 28 342 exp.s du 18 au 28

décembre 1995 avec décembre 1995 avec WFPC2WFPC2

• 42.7 heures (300 nm), 42.7 heures (300 nm), 33.5 heures (450 nm), 33.5 heures (450 nm), 30.3 heures (606 nm) 30.3 heures (606 nm) et 34.3 heures (814 et 34.3 heures (814 nm)nm)

• 3000 objets (à peu près 3000 objets (à peu près toutes des galaxies)toutes des galaxies)


HDF -Hubble Deep HDF -Hubble Deep FieldField


HST WFPC2 (optical) vs HST WFPC2 (optical) vs NICMOS (IR)NICMOS (IR)








HUDF HUDF Hubble Ultra Hubble Ultra Deep FieldDeep Field2003-042003-04

400 orbites400 orbites2X HDF2X HDF

exp. exp. ~ 11.3 j~ 11.3 j09-03/01-0409-03/01-04



HUDF - mergersHUDF - mergers


HUDF-JD2HUDF-JD2

• HUDF-JD2 - z HUDF-JD2 - z ~ 6.5 ~ 6.5 cad t ~ 0.7 Gyrcad t ~ 0.7 Gyr

• Mais z = zphotMais z = zphot• Pourrait être z ~Pourrait être z ~

2.5 avec beaucoup 2.5 avec beaucoup de poussière !de poussière !


HUDF-JD2HUDF-JD2


HUDF-JD2HUDF-JD2

Mobasher et al. 2005


Formation de disquesFormation de disques




Formation de disquesFormation de disques Comment les protogalaxies acquièrent-Comment les protogalaxies acquièrent-

elles leur moment angulaire ?elles leur moment angulaire ? Dans le scénario d’amoncellement Dans le scénario d’amoncellement

hiérarchique, les protogalaxies se hiérarchique, les protogalaxies se forment par l’agglomération de plus forment par l’agglomération de plus petites unités sous l’effet de la gravitépetites unités sous l’effet de la gravité

Les Les tidal torquestidal torques provenant des autres provenant des autres protogalaxies vont créer le moment protogalaxies vont créer le moment angulaireangulaire

Spin parameter Spin parameter (Peebles 1971, Fall & (Peebles 1971, Fall & Efstathiou 1980)Efstathiou 1980)



Spin parameter:Spin parameter:

JJ = moment angulaire total= moment angulaire total

EE = énergie du système = énergie du système

MM = masse du système = masse du système

GG = constante grav. = constante grav.

= mesure du degré de support grav. du = mesure du degré de support grav. du système dû à la rotationsystème dû à la rotation = rapport de l’accélération centrifuge= rapport de l’accélération centrifuge gg ~ ~ vvcc

22/r/r sur l’accélération gravitationnellesur l’accélération gravitationnelle g ~ g ~ GM/rGM/r22



moment angulairemoment angulaire = = J J ~ (M r v~ (M r vcc))binding energybinding energy = E ~ G M = E ~ G M22/r/r

Le paramètre de spin prend 2 valeurs Le paramètre de spin prend 2 valeurs caractéristiques pour des objets simples:caractéristiques pour des objets simples:

= 0.5 = 0.5 pour un disque auto-gravitant en pour un disque auto-gravitant en rotationrotation = 0 = 0 pour un sphéroïde sans rotationpour un sphéroïde sans rotationvaleur typiquevaleur typique ~ 0.08 ~ 0.08 (Peebles 1969, 1971)(Peebles 1969, 1971)



(Warren et al. 1992)

<> ~ 0.05

<> des halos sombres

dans les simulations



Si <Si <> ~ 0.05, comment les disques > ~ 0.05, comment les disques tournent-ils si rapidement avec tournent-ils si rapidement avec ~ 0.5 ? ~ 0.5 ?

Si le disque est lié par sa propre masse, Si le disque est lié par sa propre masse, alors alors E E ~~ R R-1 -1 (R = rayon du disque)(R = rayon du disque)

Si Si JJ est conservé pendant le est conservé pendant le collapse, collapse, va va comme comme EE1/21/2 ~ R~ R-1/2-1/2

UnUn collapse collapse de de ~ 0.05 ~ 0.05 à à ~ 0.5 ~ 0.5 demande que le disque se contracte d’un demande que le disque se contracte d’un facteur 100facteur 100



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)



• Fall & Efstathiou (1980) Fall & Efstathiou (1980) ont réalisé que la ont réalisé que la façon de s’en sortir était de supposer que façon de s’en sortir était de supposer que le disque le disque collapsecollapse à l’intérieur d’un halo à l’intérieur d’un halo sombre avecsombre avec (r) (r) ~ r~ r-2 -2 vvcc = cste r = cste rtt



Si on suppose que le gaz collapse dans Si on suppose que le gaz collapse dans le halo et forme un disque exponentiel le halo et forme un disque exponentiel d’échelle de longueur d’échelle de longueur , déterminé par , déterminé par la vitesse circulaire la vitesse circulaire vvcc , , JJdd/M/Mdd = 2 v = 2 vcc//

Puisque le gaz et le halo ressentent le Puisque le gaz et le halo ressentent le même même torque Jtorque Jdd/M/Mdd = J = Jhh/M/Mh h et que le et que le moment angulaire est conservémoment angulaire est conservé

~ 10



Formation de disques:Formation de disques:1.1. Protogalaxie forme par agglomération Protogalaxie forme par agglomération

de petites entités (fluctuations de petites entités (fluctuations initiales)initiales)

2.2. Spin est acquis par le torque exercé Spin est acquis par le torque exercé par les galaxies voisinespar les galaxies voisines

3.3. Gaz collapse dans des halos sombres Gaz collapse dans des halos sombres pré-existants (collapse factor ~ 10)pré-existants (collapse factor ~ 10)


Formation hiérarchique des différents types morphologiques

Simulations cosmologiques: N-body + gaz + formation Simulations cosmologiques: N-body + gaz + formation d’étoiles + feedbackd’étoiles + feedback

Résolution suffisante pour déterminer le type Résolution suffisante pour déterminer le type morphologique des galaxiesmorphologique des galaxies

Présence des différentes composantes – disques, Présence des différentes composantes – disques, barres, sphéroïdes est déterminée par barres, sphéroïdes est déterminée par l’accrétion du gaz et les mergers (petits ou gros)l’accrétion du gaz et les mergers (petits ou gros)

Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155



Les disques se forment par la déposition lente du gaz Les disques se forment par la déposition lente du gaz au centre des halos sombresau centre des halos sombres

Les sphéroïdes se forment par le mélange résultant de Les sphéroïdes se forment par le mélange résultant de mergers de masses comparablesmergers de masses comparables

Les barres se forment par les forces de marée générées Les barres se forment par les forces de marée générées par des satellites.par des satellites.




Dark halo Dark halo ~~ 2.5 x 10 2.5 x 101212 M Msolsol à z = 0 à z = 0

CDM avec CDM avec MM = 0.3, = 0.3, = 0.7, = 0.7, bb = 0.019h = 0.019h-2-2 h h = H= H00/(100 km/s/Mpc) = 0.65/(100 km/s/Mpc) = 0.65

Évolution z = 4 z = 0 (mergers à z Évolution z = 4 z = 0 (mergers à z ~ 3.3 et z ~ ~ 3.3 et z ~ 0.6)0.6)



z = 4, Mz = 4, Mbb ~ 3 x 10 ~ 3 x 101010 M Msolsol (gaz & étoiles) (gaz & étoiles)

Disque: Diam (petit) Disque: Diam (petit) ~ 3 kpc – V~ 3 kpc – Vrotrot ~ 180 km/s ~ 180 km/s

SF a SF a commencé commencé ~ z = 10 avec SFR ~ 30 M~ z = 10 avec SFR ~ 30 Msolsol/an/an Étoiles jeunes (bleues) Étoiles jeunes (bleues) < 200 x 10< 200 x 1066 ans ans



z = 3.3, merger de 2 disques de même dimensionz = 3.3, merger de 2 disques de même dimension z =3.15, déjà le progéniteur d’un bulbe avec burst de SF z =3.15, déjà le progéniteur d’un bulbe avec burst de SF

(1.6 x 10(1.6 x 101010 M Msolsol gas étoiles en 300 Ma) gas étoiles en 300 Ma)

Pendant le burst MPendant le burst MRR ~ -25 (compatible avec Lyman-~ -25 (compatible avec Lyman-break)break)



De z = 3 à z = 1.8, masse baryonique augmente de 50% De z = 3 à z = 1.8, masse baryonique augmente de 50% (accrétion de IGM formation d’un disque (accrétion de IGM formation d’un disque SFR: 20 MSFR: 20 Msolsol/a (z=3) 8 M/a (z=3) 8 Msolsol/a (z=1.8)/a (z=1.8)

z = 1.8, Mz = 1.8, MRR = -22 Sa/Sb (70% exp. disque – 30% = -22 Sa/Sb (70% exp. disque – 30% bulbe) bulbe)

Disque Disque -1-1 = 1.5 kpc – bulbe r = 1.5 kpc – bulbe r1/41/4 r reffeff ~ ~ 1 kpc1 kpc



De z = 1.8 à z = 0,7, accrétion d’un satellite De z = 1.8 à z = 0,7, accrétion d’un satellite (ex.: Sagittarius & MW)(ex.: Sagittarius & MW)

Effet principal: formation d’une barre Effet principal: formation d’une barre ~ ~ z = 1.62z = 1.62 Bar Bar ~ 2.5 kpc & R~ 2.5 kpc & Rcrcr ~ 3 kpc stable sur 30 orbites ~ 3 kpc stable sur 30 orbites MMbaryonsbaryons ~ 70% pour r < 3pc (disque maximum) ~ 70% pour r < 3pc (disque maximum)



À z = 0.7, merger majeur avec une galaxie ½ masseÀ z = 0.7, merger majeur avec une galaxie ½ masse À z = 0.6, 2 Sp E, système triaxial & le 10% de À z = 0.6, 2 Sp E, système triaxial & le 10% de

gaz restant * (tombe au centre burst)gaz restant * (tombe au centre burst) z = 0, E normale, z = 0, E normale, VV ~~ 310 km/s, r 310 km/s, reffeff ~ 1.3 kpc (B-V) ~ ~ 1.3 kpc (B-V) ~

1.01.0





Ceci démontre que le type morphologique est un phénomène Ceci démontre que le type morphologique est un phénomène transitoire pendant la vie de la galaxie transitoire pendant la vie de la galaxie

La séquence de Hubble est une signature de l’histoire La séquence de Hubble est une signature de l’histoire d’accrétion des galaxies dans le scénario d’amoncellement d’accrétion des galaxies dans le scénario d’amoncellement hiérarchiquehiérarchique

Un système bulbe/disque peut se construire et se reconstruire Un système bulbe/disque peut se construire et se reconstruire par une accrétion lente de gaz sur le résultat d’un mergerpar une accrétion lente de gaz sur le résultat d’un merger


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