Etude des propri

1
Etude des propriétés chimiques des composantes
cinématiques du disque galactique.Méthode de
détermination automatique des paramètres
stellaires.
Soutenance de thèse

• Pascal Girard

Directrice de thèse C. Soubiran Allocataire de
recherche Moniteur à Bordeaux 1
11 décembre 2006
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Plan de la soutenance

• Contexte général
• Compilation et analyse des propriétés chimiques
  du disque
• Le code TGMET???méthode de détermination
  automatique
• Application à un grand échantillon de spectres
  stellaires
• Conclusions et perspectives

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Description générale de la galaxie
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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)

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Les populations stellaires
Échelle de hauteur longueur, densité

• Distribution spatiale
• Distribution cinématique
• Composition chimique

W
? au plan galactique
Ellipsoïde des vitesses lt(U,V,W)gt et ?U,?V,?W
U
vers centre galactique
V
Fe/H, ?/Fe
sens de rotation galactique
Vitesses par rapport au LSR
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Formation des éléments chimiques

• 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 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 rapports dabondances nous renseignent sur la
chronologie des évènements pendant la formation
de la Voie Lactée
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Les mesures dabondances

• 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 danalyser de grands volumes
  de spectres

• Nécessité de mettre au point des méthodes
  automatiques

• Les méthodes automatiques, secondaires
• Traiter de très grands volumes de spectres
• Possibilité de traiter des spectres à basse
  résolution
• Sondage plus profond

• Les méthodes automatiques sont calibrées avec
  les méthodes classiques
• Les méthodes primaires et secondaires sont
  complémentaires

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Les composantes cinématiques de notre Voie
Lactée

• Le disque mince
• Le disque épais
• Le halo
• Les  Moving groups 

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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 lâge mal connue, très étendue,
  jusquà 8 Ga
• Métallicité moyenne Fe/H 0.0 dex

disque mince
bulbe
10
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
11
Les composantes cinématiques de notre Voie
Lactée

• Le halo
• Orbites inclinées, excentriques.
• Pas de mouvement densemble cohérent
• Faible densité détoiles par rapport au disque.
• Métallicité moyenne de Fe/H -1.5 dex
• Etoiles vieilles, âge gt 12 Ga.
• Enrichissement en éléments ??

halo
12
Les composantes cinématiques de notre Voie
Lactée

• Les  moving groups  (courants détoiles)
• Origines dynamique ou extra-galactique

Le courant dHercule (Famaey et al. 2004)

• Cinématique intermédiaire aux deux disques
• Confusion possible avec des étoiles
• des disques mince et épais
• Large éventail dâge et de métallicité
• La barre galactique centrale serait à lorigine
  de ce courant (Famaey et al. 2004)

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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

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Hypothèses de la formation du disque galactique

• Diffusion cinématique des orbites des
  étoiles du disque mince
• (Norris 1987)

Le disque épais se forme à partir du disque
mince

• Ne prédit pas de discontinuité dans les
  propriétés chimiques
• La séparation cinématique observée est
  beaucoup plus importante

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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 détoiles du disque mince

• Les étoiles des galaxies naines ne montrent pas
  denrichissement en ?

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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 dune séparation chimique et
  cinématique
• Cependant, il faut plus de prédictions à
  confronter aux observations

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Remarques sur les études précédentes

• Etudes basées sur de faibles échantillons
• Pas vraiment représentatif

• Critères de sélection des échantillons très
  variés
• Entraîne des résultats contradictoires ou
  incertains

• Méthodes de détermination des abondances sont
  variées
• Effet systématiques entre les études

• Le courant dHercule nest pas considéré
• Effets systématiques possibles

• Compiler et re-analyser des données existantes

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Construction dun catalogue

• Compilation et homogénéisation de listes
  détoiles avec des abondances détaillées
• Fe, O, Mg, Ca, Ti, Si, Na, Ni et Al

• Croisement avec le catalogue Hipparcos
• ???p gt10 mas et sp / p lt 0.10

• Compilation des vitesses radiales, calcul des
  vitesses spatiales et des paramètres orbitaux

• Identification des composantes cinématiques

• Un catalogue final de 650 étoiles.

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Identification des composantes cinématiques

• Représentation dans le plan UV

W
? au plan galactique
Soubiran Girard , AA, 2005
U
V
vers centre galactique
sens de rotation galactique

• Contamination des étoiles du courant dHercule
  dans le disque épais

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Rapports dabondances Les éléments ?
- 0.3 dex
Soubiran Girard , AA, 2005
21
Rapports dabondances
Ni Distribution plate pour les 3
populations.
Al Distribution similaire au éléments ?.
22
Age des étoiles de chaque population

• Disque mince une relation Age-Métallicité
  (AMR) est visible.

• Disque épais ltagegt 9.60.3 Ga. Une AMR sur
  2-3 Ga ?

• La grande dispersion observée pour le courant
  dHercule favorise son origine dynamique.

23
Recherche dun gradient vertical dans le disque
épais
Donne des contraintes sur les scénarios de
formation

• formation rapide du disque épais

• Zmax vs Fe/H Pas de gradient vertical.

• Etoiles avec Fe/H gt -0.3 Différentes du
  reste (Zmax est inhomogène, a est similaire au
  disque mince) .

24
Résultats

• Article publié Soubiran Girard, AA, 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 dHercule favorisent
  son hypothèse dynamique.
• Les étoiles du disque épais à haute
  métallicité ont des propriétés atypiques

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Prochaine étape

• Pour aller plus loin

• Sonder plus loin au dessus du plan galactique
• Traiter de grands volumes de données (ELODIE,
  SDSS)

• 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

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• TGMET????méthode
• Détermination de Teff, logg, Fe/H et ?/Fe

• 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.

Ajustement sur un petit intervalle spectral
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TGMET????spectres de références

• Utilisation dune grille de spectres synthétiques
  (Barbuy et al. 2003)
• Offre une bonne couverture de lespace des
  paramètres
• 4000 Teff 7000 K
• 0.5 logg 5.0.
• -3.0 Fe/H 0,3
• 0,0 ?/Fe 0,4.

Variation du rapport ?/Fe
28
TGMET????résultats

• Testé à haute et à basse résolutions

Détermination de la température effective Teff
R42 000 rms 130 K
29
TGMET????résultats

• Testé à haute et à basse résolutions

Détermination de la métallicité Fe/H
R42 000 rms 0,13
30
TGMET????résultats

• Testé à haute et à basse résolutions

Détermination du rapport ?/Fe
R42 000 rms 0,05
31
TGMET????application

• 2000 spectres échelles ELODIE (_at_OHP), R42000
• Allure similaire à celle observée dans notre
  échantillon de référence

• Chevauchement des deux disques

• Séparation disque mince/épais

• Pente à Fe/H -0.3 dex

• Un groupe détoiles du disque mince se distingue
  à Fe/H lt -0.6 dex

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TGMET????conclusion

• Article soumis Girard Soubiran

• 2000 spectres ELODIE analysés, R 42 000

• Confirme les résultats de Soubiran Girard
  (2005)

• Démontre lefficacité de la méthode pour
  étudier les composantes cinématiques du disque
  galactique.

• Ouvre la perspective danalyser de grands
  volumes de données spectroscopiques (ex SDSS)
• Plus détoiles et sonder plus loin au dessus du
  plan galactique !

33
Bilan sur les relations cinématique-abondances
34
Analyse des spectres du SDSS

• Le SDSS (Sloan Digital Sky Survey)

• Observation dun quart du ciel en photométrie et
  spectrométrie
• Informations relatives sur plus dun milliard de
  galaxies et quasars

• Spectres à basse résolution, R 2000, 381nm
  ? 910 nm
• Une fraction de léchantillon sont des étoiles,
  le catalogue DR3 contient 70.000 étoiles
• S/N compris entre 4 et 20, 14 V 22

35
Traitement des spectres

• Pré-traitements effectués par Allende Prieto
  et al. (2006)
• Résolution R 1000, 4400 ? 5500 Å

• Le domaine spectral coïncide avec celui des
  spectres synthétiques
• TGMET? donne des résultats satisfaisants à cette
  résolution

• Sélection en couleur (g - r)
• Revient à faire une sélection en température 5
  000 lt Teff lt 7 000 K

• Environ 14.000 spectres stellaires retenus et
  analysés.

36
Calibration avec les spectres ELODIE
??Teff) 139 K
37
Calibration avec les spectres ELODIE
????Fe/H?? 0.12 dex
????/Fe?? 0.06 dex
38
Analyse des étoiles du SDSS avec TGMET?

• Coordonnées spatiales, distances et vitesses de
  rotation obtenues par A06

halo
z gt 8 kpc
1 lt z lt 3 kpc
Disque épais
z
z lt - 8 kpc
halo
39
Sélection des échantillons représentatifs de
chaque population stellaire

• Distribution des étoiles G (5000ltTefflt6000 K) et
  F (6000ltTefflt7000 K) de léchantillon (A06)

étoiles G
étoiles F

• Faible contamination du halo dans léchantillon
  détoiles G

• Disque épais étoiles G avec 1 lt z lt 3 kpc
• Halo étoiles G et F avec z gt 8 kpc

40
Sélection des échantillons représentatifs de
chaque population stellaire

• ?/Fe en fonction de Fe/H

• 1 régime du halo
• Fe/H lt - 1.2 dex

G type 5000 K lt Teff lt 6000 K 1 lt z lt 3 kpc

• 2 régime du disque épais
• - 1.2 lt Fe/H lt - 0.4 dex

• 3 régime disque mince/épais
• Fe/H gt - 0.4 dex

2
1
3
41
Recherche de gradients radiaux et verticaux

• contraintes fortes sur la formation du disque
  épais

disque épais G, 1 lt z lt 3 kpc Halo G F,
z gt 8 kpc

• Pas de gradient observé en métallicité

• Distribution plate pour le halo.

• Gradient radial négatif en ?/Fe dans le disque
  épais !!!

42
Recherche de gradients radiaux et verticaux

• Pas de gradient vertical en Fe/H.

• Pas de gradient vertical en ?/Fe

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Propriétés du disque épais et du halo
disque épais 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)
44
Conclusions sur lanalyse des étoiles du SDSS

• Analyse de 14 000 étoiles à basse résolution avec
  TGMET?
• Sondage à plusieurs kpc du plan galactique
• Sélection déchantillons 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

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Résumé

• Compilation de données existantes
• Limitation au voisinage solaire, quelques
  centaines détoiles
• 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 dun 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

46
Perspectives

• Analyser de plus grands relevés du ciel
• DR5, SEGUE, RAVE, Gaia

• Tester de nouvelles grilles de spectres
  synthétiques avec TGMET?

• Améliorer les modèles de formation du disque
  
• Plus de prédictions à confronter avec les
  observations.

47
Merci