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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Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 8: Galaxies à grands z Cours 8: Galaxies à grands z Formation de spirales et Formation de spirales et

d’elliptiques Évolution des galaxiesd’elliptiques Évolution des galaxies


4 séminaires:4 séminaires:

The redshift desertSloan2dFStrong gravitational lensing


Définitions

Lyman-break (UV drop-out)Photometric redshifts:

SEDsColors

Distribution en zComparaison HST WFPC2 vs

NICMOS


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

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

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

Ex.: Dans 1000 Mpc3, boite à z ~ 2.5, il y a 10 galaxies Lyman-break avec R < 25.5 (le nombre de galaxies diminue pour z ~ 3-4)


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

Le rest-frame spectre UV de ces galaxies

ressemble beaucoup à une galaxie

starburst locale.


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

UV loitain, flux dominé par les étoiles massives Red, green, UV conçus pour trouver les

galaxies à grands z Pas de flux en UV


Lyman-break galaxiesLyman-break galaxies

Dickinson web page


Lyman-break galaxiesLyman-break galaxies


Z Photométrique (SEDs)

Couleur type morphologique Type morphologique SED SED fit photométrie Fit z


Z Photométrique (SEDs)

Exemples dansle HDF - S


Z Photométrique Z Photométrique (SEDs)(SEDs)


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

10%20%30%


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

zm = z photométrique

Zt = z mesurée (true)

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

F = 0.644 = paramètre libre


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


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








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)



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



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)



(Warren et al. 1992)

<> ~ 0.05



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



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) 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



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



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)


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



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



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)



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)

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

Disque -1 = 1.5 kpc – bulbe r1/4 reff ~ 1 kpc



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

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



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

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

1.0

Steinmetz & Navarro 2002, New Astronomy, 7, 155

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