Astronomie

Pourquoi la métallicité des galaxies elliptiques est-elle faible ?

Pourquoi la métallicité des galaxies elliptiques est-elle faible ?


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Pour autant que je sache, les métallicités des vieilles étoiles sont généralement faibles et celles des nouvelles étoiles sont généralement élevées.

Si des galaxies elliptiques se forment après la fusion des galaxies, cela signifie sûrement que la galaxie elliptique est passée par un stade où elle était une galaxie irrégulière. Maintenant, on dit que les galaxies irrégulières sont des sites de formation rapide et nouvelle d'étoiles.

Pourquoi alors dit-on que les galaxies elliptiques ont une faible métallicité, si la formation d'étoiles s'y est poursuivie longtemps ?

[Nouveau en astronomie, donc une explication détaillée serait utile]


Il n'est pas vrai que les galaxies elliptiques (ou de type précoce) soient pauvres en métaux. Cela ressemble à un mythe pop-sci qui se propage. La première ligne du résumé de Pipino & Matteucci (2006) déclare que "Les galaxies elliptiques hébergent probablement les populations stellaires les plus riches en métaux de l'Univers". Ainsi, votre suspicion sur l'idée que "les vélos elliptiques sont pauvres en métal" est bien fondée.

Les mesures des métallicités et des gradients de métallicité des galaxies existent depuis des décennies et montrent que les elliptiques obéissent à des relations d'échelle assez simples entre la masse, la luminosité, la dispersion de la vitesse et la métallicité.

En termes de métallicité, les elliptiques massives avec des dispersions de vitesse plus importantes sont un peu plus riches en métaux que le Soleil, tandis que les galaxies plus petites peuvent atteindre la moitié de la métallicité solaire. La gamme est beaucoup plus grande pour les galaxies spirales. De plus, il y a une tendance pour les vélos elliptiques qui sont plus âgée avoir des métallicités plus élevées. Des exemples de ces tendances peuvent être vus dans Graves & Faber (2010) et Li et al. (2018).

Le graphique central ici (tiré de Graves & Faber 2010) montre comment la métallicité des galaxies varie avec la dispersion de leur vitesse stellaire (un indicateur de leur masse). [Z/H] est une échelle logarithmique de base 10 où 0,0 signifie la métallicité du Soleil et -1 serait un dixième de la métallicité du Soleil. Vous pouvez voir que les galaxies elliptiques (rouges) ont une gamme de métallicités relativement étroite, que la plupart sont aussi riches en métaux que le Soleil, que les elliptiques moins massives ont une métallicité plus faible et que les spirales (bleues) ont une gamme de métallicités beaucoup plus grande.

Les raisons de ces tendances sont encore débattues. Mais comme vous le faites remarquer à juste titre, les elliptiques se forment probablement à partir de fusions d'objets qui ont déjà formé activement des étoiles. Une faible métallicité n'est donc pas forcément attendue. Tout dépend de la quantité de gaz enrichi provenant des éjectas des populations stellaires précédentes (de masse plus élevée) retenu au sein de la galaxie. Les galaxies de masse plus élevée avec des potentiels gravitationnels plus profonds sont capables de retenir une plus grande partie de ce gaz enrichi.


Les galaxies elliptiques n'ont pas de régions de haute densité, elles ne forment donc plus d'étoiles. Donc, toutes les étoiles d'une galaxie elliptique sont de vieilles étoiles et, comme vous le dites, ont tendance à avoir une faible métallicité (en fait, comme indiqué, cela ne semble pas être vrai - elles ont une métallicité plus élevée, probablement due à la formation d'anciennes étoiles non se produisant plus longtemps). Vous avez raison de dire qu'ils ont peut-être eu une formation active d'étoiles dans un passé lointain, mais cela a pris fin il y a longtemps. Les galaxies spirales comme la Voie lactée ont formé de nouvelles étoiles pendant toute leur histoire, elles ont donc plus de possibilités d'augmenter la métallicité actuelle, mais semblent commencer derrière, comme indiqué ci-dessus.


Ajhar, E.A. et al. 1996, AJ, 111, 1110

Carollo, C.M., Franx, M., Illingworth, G.D., & Forbes, D.A. 1996, ApJ, sous presse

Crane, P. et al. 1993, AJ, 106, 1371

Faber, S.M. et al. 1996, en préparation

Ferrarese, L., van den Bosch, F.C., Ford, H.C., Jaffe, W., & O'Connell, R.W. 1994, AJ, 108, 1598

Forbes, D.A., Franx, M., & Illingworth, G.D. 1995, AJ, 109, 1988

Forbes, D.A., Franx, M., Illingworth, G.D., & Carollo, C.M. 1996, ApJ, sous presse

Gebhardt, K. et al. 1996, AJ, sous presse

Jaffe, W., Ford, H. C., O'Connell, R. W., van den Bosch, F. C., & Ferrarese, L. 1994, AJ, 108, 1567

Kormendy, J. & Richstone, D. 1995, ARA&A, 33, 581

Lauer, T.R. et al. 1992, AJ, 103, 703

Lauer, T.R. et al. 1995, AJ, 110, 2622

Phillips, A. C., Illingworth, G. D., MacKenty, J. W., & Franx, M. 1996a, AJ, sous presse


Gradients d'âge et de métallicité dans les galaxies de type précoce : une séquence de naine à géante

Nous avons étudié les populations stellaires de 40 galaxies de type précoce en utilisant une spectroscopie à fente longue à résolution moyenne le long de leurs grands axes (et le long du petit axe pour deux d'entre elles). L'échantillon, comprenant des galaxies elliptiques et lenticulaires ainsi que des galaxies naines, est combiné avec d'autres données précédemment publiées afin de discuter de la systématique des gradients radiaux d'âge et de métallicité sur une large gamme de masse, de 10 7 M à 10 12 M (−9.2 > MB > −22,4 mag). La relation masse-métallicité bien connue est continue sur toute la plage de masse, en ce sens que les galaxies plus massives sont plus riches en métaux. La relation âge-masse est cohérente avec l'idée de réduction des effectifs : les petites galaxies ont des histoires de formation d'étoiles plus étendues que les plus massives. Les naines de type transition (intermédiaire entre les galaxies naines irrégulières et naines elliptiques) s'écartent de cette relation ayant un âge moyen plus jeune, et les sphéroïdes naines de faible masse ont des âges plus anciens, marquant une discontinuité dans la relation, peut-être due à des effets de sélection.

Dans tous les régimes de masse, les gradients de métallicité moyens sont d'environ -0,2 et les gradients d'âge moyens de +0,1 dex par décade de rayon. Les gradients individuels sont largement répartis : −0.1 < ∇Âge < 0,4 et −0,54 < ∇[Fe/H] < +0,2. Nous ne trouvons aucune preuve d'une corrélation entre le gradient de métallicité et la luminosité, la dispersion des vitesses, l'âge central ou le gradient d'âge. De même, nous ne trouvons pas de corrélation entre le gradient d'âge et tout autre paramètre dans les galaxies brillantes de type précoce. Dans les premiers types légers avec MB≳−17 mag, en revanche, on trouve une forte corrélation entre le gradient d'âge et la luminosité : le gradient d'âge devient plus positif pour les galaxies plus faibles. Avec le phénomène de réduction des effectifs observé, cela indique qu'avec le temps, la formation d'étoiles persiste dans les galaxies naines et devient plus concentrée au centre. Cependant, cette formation prolongée d'étoiles centrales ne se reflète pas dans les profils de métallicité des naines de notre échantillon.

Nous concluons que divers mécanismes physiques peuvent conduire à des gradients similaires et que ces gradients sont robustes contre les effets environnementaux. En particulier, les gradients observés dans les galaxies naines ont certainement survécu à la transformation des progéniteurs par le harcèlement des marées ou/et le décapage par pression dynamique. La diversité des gradients de métallicité parmi les galaxies elliptiques naines peut refléter une pluralité de morphologies d'ancêtres. Les naines à fort gradient de métallicité pourraient provenir de naines compactes bleues et celles à profil plat de naines irrégulières et de spirales de type tardif.

Chiffres B1-B10. Ajustements des extractions de noyaux pour les 40 galaxies de notre échantillon.

Nom de fichier La description
MNR_19057_sm_AppendixB_rev.zip7,8 Mo Élément d'information à l'appui

Remarque : L'éditeur n'est pas responsable du contenu ou de la fonctionnalité des informations fournies par les auteurs. Toute question (autre que le contenu manquant) doit être adressée à l'auteur correspondant pour l'article.


Écarlate et or ou vert et argent ?

Le calcul de la métallicité des étoiles nécessite une photométrie des étoiles. Fondamentalement, nous prenons une image d'une étoile et comptons le nombre de photons que nous recevons dans chaque bande de longueur d'onde. En général, les étoiles pauvres en métaux apparaissent plus bleues et les étoiles riches en métaux apparaissent plus rouges. Cependant, d'autres effets peuvent également changer leurs couleurs, comme l'âge des étoiles (plus bleues = plus récentes !) et la poussière le long de notre ligne de mire. Pour supprimer ces effets, les auteurs d'aujourd'hui utilisent une carte de poussière de base pour corriger la poussière de premier plan, ainsi que supposer un âge uniformément âgé de 12 milliards d'années. Une fois cela fait, ils peuvent utiliser des modèles pour ajuster la métallicité des étoiles dans leur échantillon.

Figure 2 : La fonction de distribution de la métallicité pour les deux champs de vision (16 kpc en noir, 33 kpc en rouge). Les zones grises ombrées et les barres d'erreur rouges représentent les incertitudes respectives. La majorité des étoiles sont riches en métaux (ont des valeurs [Z/H] proches de zéro). Adapté de la figure 6 de l'article.


Populations stellaires

Nous avons vu que les galaxies elliptiques sont beaucoup plus rouges que les galaxies spirales. Ils ont aussi généralement beaucoup moins d'hydrogène gazeux neutre. Qu'est-ce que cela suggère sur leurs histoires de formation d'étoiles?

Pistes de synthèse de population stellaire : Couleur B-V en fonction de l'âge, pour une population d'étoiles en évolution « single burst » avec différentes métallicités :


Donc deux choses rendent une population stellaire rouge : vieillesse , et haute métallicité . Les couleurs d'une galaxie ne peuvent pas faire la distinction entre les deux.

Les galaxies elliptiques (comme les spirales) montrent une relation couleur-luminosité : les galaxies plus brillantes et plus massives sont plus rouges . Dans les galaxies elliptiques, il est bien établi qu'il s'agit d'un effet de métallicité, et non d'âge. Les galaxies les plus brillantes sont donc plus riches en métaux.

Les différences entre les galaxies elliptiques et les spirales en formation d'étoiles peuvent être observées dans les tracés de couleur en fonction de la luminosité ou de la masse stellaire : ils forment une « séquence rouge » distincte qui est décalée du « nuage bleu » des galaxies en formation d'étoiles :

Rappelez-vous la terminologie : "early-type" signifie E/S0, "late-type" signifie Sb/Sc/Irr.

(à partir des données SDSS, avec l'aimable autorisation de Kevin Schawinski)


Bonne chance pour trier ce chapeau

Note de l'éditeur : Astrobites est une organisation dirigée par des étudiants diplômés qui répertorie la littérature astrophysique pour les étudiants de premier cycle. Dans le cadre du partenariat entre l'AAS et les astrobites, nous republions occasionnellement du contenu sur les astrobites ici à AAS Nova. Nous espérons que vous apprécierez ce message d'astrobites, l'original peut être consulté sur astrobites.org.

Titre: Le halo étonnamment riche en métaux de la galaxie sombrero
Auteurs: Roger E. Cohen, et al.
Institution du premier auteur : Institut des sciences du télescope spatial
Statut: Publié dans ApJ

Cette galaxie est-elle une spirale elliptique (Gryffondor) ou ordinaire (Slytherin) ?

La galaxie Sombrero, célèbre pour sa forme en forme de chapeau, a été observée à plusieurs reprises. Cependant, il maintient un certain niveau de mystère : tout comme le chapeau de tri a eu du mal à trier Harry Potter dans une maison de Poudlard, la galaxie Sombrero est difficile à trier dans une classification galactique. Selon le système de classification des galaxies de Hubble, les galaxies se répartissent en quatre catégories principales : les elliptiques, les spirales ordinaires, les spirales barrées et les irrégulières. Nous avons une vue fantastique de la galaxie Sombrero, ce qui nous permet d'imager à la fois son disque et son renflement brumeux, comme le montre l'image de couverture ci-dessus. En raison de sa structure de disque et du manque de bras spiraux développés, de nombreux astronomes classent la galaxie Sombrero comme une spirale de type précoce. Cependant, il existe des preuves que la taille du halo du Sombrero (sa sphère étendue d'étoiles) et son nombre d'amas globulaires sont plus similaires aux valeurs trouvées dans les galaxies elliptiques. Cela nous amène à croire que la galaxie Sombrero peut avoir deux composants parents qui ont fusionné : une galaxie à disque spirale et une galaxie elliptique, et appartient donc simultanément à deux maisons différentes de Poudlard.

Les premières années, par ici…

Afin de déterminer comment la galaxie Sombrero s'est formée, les auteurs de l'article d'aujourd'hui ont utilisé des images du télescope spatial Hubble (HST) pour analyser le halo de la galaxie. Leurs champs de vision pour les deux images étaient de 16 et 33 kiloparsecs (kpc) au-dessus du centre de la galaxie, ce qui est assez loin de la composante la plus brillante que nous reconnaissons habituellement comme le Sombrero.

Le but de ces images était d'analyser la fonction de distribution de la métallicité de la galaxie, ou à quel point la teneur en métal des étoiles change à mesure que vous vous éloignez du centre du Sombrero. La métallicité est mesurée par la quantité [Z/H], qui prend le log du rapport des métaux (Z) à l'hydrogène (H) et le compare à ce que nous voyons dans le Soleil. Une valeur de métallicité de 0 signifie qu'une étoile a la même teneur en métal que le Soleil. Les valeurs supérieures à zéro sont très riches en métaux et la métallicité diminue à mesure que vous vous dirigez vers des valeurs négatives.

En général, les galaxies avec des halos massifs et une diminution plus importante de leur teneur en métal lorsque vous vous éloignez du centre ont tendance à avoir moins de galaxies mères (galaxies qui ont fusionné pour former une nouvelle galaxie bébé). Par conséquent, une fonction de distribution de la métallicité peut nous renseigner sur le nombre de galaxies mères et l'histoire de la formation de la galaxie Sombrero. Nous pouvons également utiliser une fonction de distribution de la métallicité pour aider à classer la galaxie Sombrero en comparant son pic de métallicité aux valeurs trouvées dans d'autres galaxies à disques elliptiques et spirales connues.

Écarlate et or ou vert et argent ?

Le calcul de la métallicité des étoiles nécessite une photométrie des étoiles. Fondamentalement, nous prenons une image d'une étoile et comptons le nombre de photons que nous recevons dans chaque bande de longueur d'onde. En général, les étoiles pauvres en métaux apparaissent plus bleues et les étoiles riches en métaux apparaissent plus rouges. Cependant, d'autres effets peuvent également changer leurs couleurs, comme l'âge des étoiles (plus bleues = plus récentes !) et la poussière le long de notre ligne de mire. Pour supprimer ces effets, les auteurs d'aujourd'hui utilisent une carte de poussière de base pour corriger la poussière de premier plan, ainsi que supposer un âge uniformément âgé de 12 milliards d'années. Une fois cela fait, ils peuvent utiliser des modèles pour ajuster la métallicité des étoiles dans leur échantillon.

Figure 1 : La fonction de distribution de la métallicité pour les deux champs de vision (16 kpc en noir, 33 kpc en rouge). Les zones grises ombrées et les barres d'erreur rouges représentent les incertitudes respectives. La majorité des étoiles sont riches en métaux (ont des valeurs [Z/H] proches de zéro). [Cohen et al. 2020]

Pas Serpentard, Pas Serpentard, Pas Serpentard

Les auteurs d'aujourd'hui constatent que la métallicité dans le halo du Sombrero diminue à mesure que vous vous éloignez du centre de la galaxie, mais qu'elle est globalement dominée par les étoiles riches en métaux, comme le montre la figure 1. En utilisant leurs métallicités maximales calculées, ils comparent la galaxie de Sombrero à d'autres mesures de la métallicité des galaxies sur la figure 2. Ils constatent que les halos des galaxies à disques sont en moyenne plus pauvres en métal (ils ont des valeurs [Z/H] plus faibles), et qu'en raison de son pic de métallicité élevé, la galaxie Sombrero s'adapte mieux à la population de galaxies elliptiques.

Figure 2 : Comparaison de la galaxie Sombrero (pentagones rouges) à d'autres galaxies en termes de métallicité maximale et de magnitude visible. Les galaxies elliptiques sont à gauche et les galaxies à disques sont à droite. La ligne pointillée sur la gauche représente le meilleur ajustement aux galaxies elliptiques, et la ligne dans le panneau de droite est la même mais extrapolée à une échelle de magnitude différente. [Cohen et al. 2020]

En utilisant les images HST, les auteurs d'aujourd'hui ont également pu modéliser la masse stellaire du halo du Sombrero et la comparer à la quantité de masse que la galaxie a accumulée ou volée à d'autres galaxies. La densité numérique des étoiles dans les images a permis aux auteurs de calculer une masse totale de halo avec quelques hypothèses de base sur l'âge de la galaxie. Séparément, les auteurs ont utilisé leurs valeurs de métallicité et une corrélation connue avec la masse d'accrétion pour calculer la masse d'accrétion de la galaxie Sombrero. Ils ont trouvé que la masse d'accrétion était très similaire à la masse totale du halo, ce qui nous dit que le Sombrero a probablement accumulé tout son halo lors d'un seul événement de fusion majeur il y a plusieurs milliards d'années !

En plus de cet événement de fusion massive, le Sombrero a d'autres propriétés qui défient la norme. En revenant à la figure 1, le Sombrero manque complètement d'étoiles à faible métallicité, et il a également une métallicité moyenne plus élevée que n'importe quel halo de galaxie connu à ce jour ! Il est possible qu'une population d'étoiles à faible métallicité existe plus loin dans le halo, mais nous aurions besoin d'images encore plus éloignées du centre de la galaxie pour les trouver.

Tout comme les maisons de Poudlard, le système de classification des galaxies n'est pas exactement en noir et blanc. Cependant, contrairement à Harry Potter, nous ne pouvons pas simplement décider que nous voulons que le Sombrero s'intègre dans l'une de nos catégories établies. Bien qu'elle ressemble beaucoup à un disque de notre vue de face, la galaxie Sombrero possède une multitude de caractéristiques que nous associons aux galaxies elliptiques, probablement parce qu'elle s'est formée à la suite d'une fusion de galaxies. En tant que tel, le Sombrero fournit une image globale unique de ce à quoi les galaxies peuvent ressembler après leur interaction. La galaxie Sombrero démontre clairement la variété qui existe dans notre univers et les contributions que des instruments comme le HST apportent à notre compréhension de l'astronomie !

À propos de l'auteur, Ashley Piccone :

Je suis étudiante en deuxième année de doctorat à l'Université du Wyoming, où j'utilise la polarimétrie et la spectroscopie pour étudier le champ magnétique et la poussière autour des nébuleuses Bowshock. J'aime la communication scientifique et trouver de nouvelles façons d'initier les gens à l'astronomie et à la physique. En plus d'observer les étoiles dans le ciel clair du Wyoming, j'aime aussi faire de la randonnée, de la randonnée, de la course à pied et du ski.


R.B.C. Henri

Guy Digne

Abstrait. Dans les galaxies à grand disque et sphéroïdales, les informations d'abondance résolues spatialement peuvent être extraites par l'analyse des raies d'émission, des raies d'absorption ou des deux, selon la situation. Cette revue récapitule les résultats significatifs tels qu'ils s'appliquent aux galaxies non naines, y compris la Voie lactée, les disques et renflements spiraux, et les galaxies elliptiques et lenticulaires. Les méthodes de détermination des abondances sont expliquées dans les annexes.

Les conclusions qui couvrent les types de galaxies traités ici sont les suivantes. Toutes les galaxies, en moyenne, ont des abondances d'éléments lourds (métallicités) qui diminuent systématiquement vers l'extérieur de leurs centres galactiques tandis que leurs métallicités globales augmentent avec la masse de la galaxie. Les gradients d'abondance sont les plus raides dans les spirales normales et semblent progressivement plus plats, allant des spirales barrées aux lenticulaires et aux elliptiques. La distribution des abondances N(Z) contre Z est fortement culminé par rapport aux prédictions de modèles à boîte fermée simples d'enrichissement chimique dans tous les types de galaxies. C'est-à-dire qu'un "problème de naine G", communément connu dans le cylindre solaire, existe pour toutes les grandes galaxies.

Pour les galaxies spirales, la métallicité locale semble être corrélée à la densité de surface totale (disque + renflement). L'examen de N/O versus O/H dans les disques spiralés indique que la production de N est dominée par des processus primaires à faible métallicité et des processus secondaires à haute métallicité. La production de carbone augmente avec l'augmentation de la métallicité. Les rapports d'abondance Ne/O, S/O et Ar/O semblent être universellement constants et indépendants de la métallicité, ce qui soutient soit que la fonction de masse initiale (FMI) est universellement constante, soit que ces rapports ne sont pas sensibles aux variations de l'IMF. Dans la Voie lactée, il existe une tendance âge-métallicité grossière avec beaucoup de dispersion, en ce sens que les étoiles plus âgées sont plus pauvres en métal.

Dans les galaxies elliptiques, les abondances nucléaires sont de l'ordre de [Z/H] = 0,0-0,4, mais le mélange d'éléments n'est pas solaire à l'échelle. Dans les grandes galaxies elliptiques, [Mg/Fe] est compris entre 0,3 et 0,5, diminuant jusqu'à 0 dans les petites galaxies elliptiques. D'autres éléments légers suivent l'amélioration du Mg, mais le Ca plus lourd suit le Fe. La dispersion de vitesse semble être un paramètre clé dans la modulation de [Mg/Fe], mais la cause de la connexion n'est pas claire.


Préface
SOC et LOC
Participants
La vie à la conférence
Photo de la conférence
Session I. Population III et formation d'étoiles sans métal :
1. Questions ouvertes dans l'étude de la formation d'étoiles de la population III S. C. O. Glover, P. C. Clark, T. H. Greif, J. L. Johnson, V. Bromm, R. S. Klessen et A. Stacy
2. Formation de protoétoiles dans l'univers primitif Naoki Yoshida
3. Les étoiles de la population III.1 : formation, retour d'expérience et évolution du FMI Jonathan C. Tan
4. La formation des premières galaxies et la transition vers la formation d'étoiles de faible masse T. H. Greif, D. R. G. Schleicher, J. L. Johnson, A.-K. Jappsen, R.S. Klessen, P.C. Clark, S.C.O. Glover, A. Stacy et V. Bromm
5. Formation d'étoiles à faible métallicité : la masse caractéristique et la limite de masse supérieure Kazuyuki Omukai
6. Étoiles noires : la matière noire des premières étoiles mène à une nouvelle phase d'évolution stellaire Katherine Freese, Douglas Spolyar, Anthony Aguirre, Peter Bodenheimer, Paolo Gondolo, J. A. Sellwood et Naoki Yoshida
7. Effets de l'annihilation de la matière noire sur les premières étoiles F. Iocco, A. Bressan, E. Ripamonti, R. Schneider, A. Ferrara et P. Marigo
8. À la recherche d'étoiles et de galaxies Pop III à fort décalage vers le rouge Daniel Schaerer
9. La recherche de la population III étoiles Sperello di Serego Alighieri, Jaron Kurk, Benedetta Ciardi, Andrea Cimatti, Emanuele Daddi et Andrea Ferrara
10. Recherche observationnelle d'étoiles de population III dans les galaxies à fort décalage vers le rouge Tohru Nagao
Séance II. Enrichissement des métaux, évolution chimique et rétroaction :
11. Enrichissement en métal cosmique Andrea Ferrara
12. Aperçu de l'origine de la relation masse-métallicité des galaxies Henry Lee, Eric F. Bell et Rachel S. Somerville
13. LSD et AMAZE : la relation masse-métallicité à z > 3 F. Mannucci et R. Maiolino
14. Trois modes de formation d'étoiles enrichies en métal à fort décalage vers le rouge Britton D. Smith, Matthew J. Turk, Steinn Sigurdsson, Brian W. O'Shea et Michael L. Norman
15. Les supernovas primordiales et l'assemblage des premières galaxies Daniel Whalen, Bob Van Veelen, Brian W. O'Shea et Michael L. Norman
16. Les systèmes Lyα amortis comme sondes de l'évolution chimique sur des échelles de temps cosmologiques Miroslava Dessauges-Zavadsky
17. Relier les populations de galaxies à fort décalage vers le rouge grâce à des observations de galaxies naines alpha de Lyman amorties locales Regina E. Schulte-Ladbeck
18. Enrichissement chimique et rétroaction dans les environnements à faible métallicité : contraintes sur la formation des galaxies Francesca Matteucci
19. Effets de la réionisation sur la formation des galaxies naines Massimo Ricotti
20. L'importance de suivre l'évolution de la poussière dans les galaxies sur leurs SED A. Schurer, F. Calura, L. Silva, A. Pipino, G. L. Granato, F. Matteucci et R. Maiolino
21. À propos de l'évolution chimique des dSphs (et de l'amas globulaire particulier ωCen) Andrea Marcolini et Annibale D'Ercole
22. Jeunes amas d'étoiles dans le petit nuage de Magellan : impact des conditions locales et globales sur la formation des étoiles Elena Sabbi, Linda J. Smith, Lynn R. Carlson, Antonella Nota, Monca Tosi, Michele Cignoni, Jay S. Gallagher III, Marco Sirianni et Margaret Meixner
23. Modélisation des propriétés ISM des galaxies pauvres en métaux et des hôtes des sursauts gamma Emily M. Levesque, Lisa J. Kewley, Kirsten Larson et Leonie Snijders
24. Les galaxies naines et l'aimantation de l'IGM Uli Klein
Séance III. Événements explosifs dans des environnements à faible métallicité :
25. Les supernovae et leur évolution dans un ISM à faible métallicité Roger A. Chevalier
26. Premières étoiles – connexion de supernovae de type Ib Ken'ichi Nomoto, Masaomi Tanaka, Yasuomi Kamiya, Nozomu Tominaga et Keiichi Maeda
27. La nucléosynthèse de la supernova dans l'univers primitif Nozomu Tominaga, Hideyuki Umeda, Keiichi Maeda, Ken'ichi Nomoto et Nobuyuki Iwamoto
28. De puissantes explosions à Z = 0 ? Sylvia Ekström, Georges Meynet, Raphaël Hirschi et André Maeder
29. Anisotropie du vent et évolution stellaire Cyril Georgy, Georges Meynet et André Maeder
30. Sursaut gamma de faible masse et pauvre en métaux

Leslie K. Hunt, Istituto Nazionale di Astrofisica, Rome

Suzanne C. Madden

Raphaëlle Schneider, Istituto Nazionale di Astrofisica, Rome


Amas globulaires et relation âge-métallicité

Les amas globulaires ont une histoire à raconter. Ces amas denses de milliers d'étoiles sont des reliques de l'histoire ancienne de notre galaxie, préservant les informations sur les propriétés de la galaxie depuis leur formation. Sachant cela, les astronomes utilisent des amas globulaires depuis près de 30 ans pour sonder l'évolution de notre galaxie. De nouvelles observations de Hubble ajoutent un nouvel aperçu surprenant à cette image.

L'un des avantages de l'étude des amas est que le grand nombre d'étoiles permet aux astronomes de déterminer avec précision certaines propriétés des étoiles constituantes bien mieux qu'ils ne le pourraient si les étoiles étaient isolées. En particulier, étant donné que les amas se forment tous dans un court laps de temps, toutes les étoiles auront le même âge. Les étoiles plus massives mourront en premier, se décollant de la séquence principale avant leurs frères de masse inférieure. Jusqu'où ce point, où les étoiles quittent la séquence principale, a progressé est révélateur de l'âge de l'amas. Étant donné que les amas globulaires ont une population d'étoiles si riche, leurs diagrammes H-R sont bien détaillés et l'extinction devient évidente.

En utilisant les âges trouvés de cette manière, les astronomes peuvent utiliser ces amas pour obtenir un instantané des conditions de la galaxie lors de sa formation. En particulier, les astronomes ont étudié la quantité d'éléments plus lourds que l'hélium, appelés « métaux » au fur et à mesure que la galaxie vieillissait. L'une des premières découvertes utilisant des amas globulaires pour sonder cette relation âge-métallicité était qu'il y avait une différence notable dans la façon dont la partie interne et la partie externe de la galaxie ont évolué. Les amas globulaires ont révélé que les 15 kpc internes ont évolué plus rapidement que les parties externes. De telles découvertes permettent aux astronomes de tester des modèles de formation et d'évolution galactiques et ont aidé à soutenir des modèles impliquant des halos de matière noire.

Bien que ces résultats aient été confirmés par de nombreuses études de suivi, l'échantillonnage des amas globulaires est encore quelque peu faussé. De nombreux amas globulaires étudiés faisaient partie du projet Galactic Globular Cluster Treasury mené à l'aide de la caméra avancée pour les enquêtes du télescope spatial Hubble (HST/ACS). Afin de minimiser le temps passé à utiliser le télescope très demandé, l'équipe n'a pu cibler que des amas globulaires relativement proches. En tant que tel, l'amas le plus éloigné qu'ils ont pu observer était NGC 4147 qui est

21 kpc du centre galactique. D'autres études ont utilisé la caméra planétaire à champ large 2 de Hubble et ont repoussé le rayon à plus de 50 kpc depuis le centre galactique. Cependant, actuellement, seuls 6 amas globulaires avec des distances supérieures à 50 kpc ont été inclus dans cette étude plus vaste. Fait intéressant, il y a eu une absence notable de clusters entre 15 et 50 kpc, laissant une lacune dans la connaissance plus complète.

Cet écart est la cible d'une étude récente menée par une équipe d'astronomes dirigée par Aaron Dotter du Space Telescope Science Institute dans le Maryland. Dans la nouvelle étude, l'équipe examine 6 amas globulaires. Trois d'entre eux (IC 4499, NGC 6426 et Ruprecht 106) se situent vers le bord intérieur de cette chaîne, se situant entre 15 et 20 kpc du centre galactique tandis que les trois autres (NGC 7006, Palomar 15 et Pyxis) se situent chacun autour 40 kpc.

En utilisant à nouveau le HST/ACS, l'équipe a découvert que tous les amas étaient plus jeunes que les amas globulaires des parties intérieures de la galaxie avec des métalicités similaires. Mais trois des amas, IC 4499, Ruprecht 106 et Pyxis étaient significativement plus jeunes à hauteur de 1 à 2 milliards d'années plus jeunes, confirmant à nouveau l'image que les amas internes avaient évolué plus rapidement. De plus, cette découverte d'une nette différence contribue à étayer l'idée que les amas externes ont subi un processus évolutif différent, mis à part l'enrichissement rapide du halo interne. Une suggestion est que de nombreux amas de halo externes ont été formés à l'origine dans des galaxies naines et se sont ensuite accrétés dans la Voie lactée en raison des échelles de temps sur lesquelles on pense que les amas de ces galaxies plus petites évoluent.


Pourquoi la métallicité des galaxies elliptiques est-elle faible ? - Astronomie

Avant l'avènement de l'astronomie spatiale, on croyait généralement que les galaxies elliptiques seraient sombres dans l'UV. Les spectres optiques des elliptiques ont montré que leur lumière est dominée par des étoiles rouges froides dont la sortie UV est négligeable. De telles étoiles sont très anciennes et l'absence de jeunes étoiles bleues indique que les elliptiques avaient une population stellaire au repos datant d'environ 10 milliards d'années. En revanche, la formation d'étoiles dans les galaxies spirales (y compris la Voie lactée) et les galaxies irrégulières, se poursuit assez vigoureusement à ce jour. Les premières observations UV de galaxies faites avec le OAO-2 satellite (Code & Welch 1979) et par la suite avec le Satellite astronomique des Pays-Bas (SNA) et IUE a montré, cependant, que les galaxies elliptiques deviennent plus lumineuses en dessous de 2000 Å, le flux continuant à augmenter vers la longueur d'onde la plus courte observée (1250 Å). La force de cette reprise UV varie considérablement entre les différentes galaxies, et Burstein et al. (1988) ont montré que les galaxies avec une plus grande abondance d'éléments lourds ont des remontées UV plus fortes.

Ces résultats surprenants suggèrent la possibilité que la formation d'étoiles se poursuive dans les elliptiques géantes à une vitesse suffisamment faible pour être indétectable dans le spectre visible et pourtant dominante dans l'UV. On s'attendrait à ce qu'une jeune population stellaire comprenne une certaine proportion d'étoiles O et B massives et très chaudes dont les distributions spectrales de flux pourraient expliquer la remontée des UV. Un soutien supplémentaire à cette idée est venu des observations aux rayons X qui ont révélé du gaz chaud dans certains elliptiques qui pourraient se refroidir et se condenser pour former de nouvelles étoiles.

Alternativement, l'ancienne population stellaire pourrait fournir suffisamment de lumière UV provenant d'étoiles mourantes qui ont perdu leurs couches externes froides dans la phase post-géante rouge de leur évolution, révélant leurs petits noyaux chauds. De telles étoiles sont bien connues dans notre Galaxie. Ils comprennent les étoiles dites à branches horizontales dans les amas globulaires et le halo de la Voie lactée, les étoiles centrales des nébuleuses planétaires et des étoiles similaires qui finissent par se refroidir pour devenir des naines blanches. Jusqu'à récemment, ces deux idées très différentes - jeunes étoiles ou étoiles mourantes - restaient des explications potentielles de la lumière UV dans les galaxies elliptiques, bien qu'aucune ne puisse prétendre être en accord avec les faits d'observation (Greggio & Renzini 1990).

Ce problème était à l'origine l'une des motivations majeures du développement de HUT. Par exemple, son rapport focal et ses grandes ouvertures le rendent plus sensible que TVH au flux diffus attendu des grandes galaxies proches, et sa couverture en longueur d'onde jusqu'à la limite de Lyman fournit un excellent discriminateur de la température des étoiles responsables du rayonnement UV. Au cours de la mission Astro-1, HUT a obtenu le premier spectre UV lointain détaillé d'une galaxie elliptique (Ferguson et al. 1991), NGC 1399 dans l'amas Fornax, qui est connu pour avoir l'une des plus fortes remontées UV de toutes les galaxies elliptiques normales. étudié avec IUE (Burstein et al. 1988). De l'absence de toute caractéristique d'absorption ou d'émission claire au CIV (1550 Å), qui est forte dans les jeunes étoiles O chaudes de notre galaxie, Ferguson et al. (1991) ont pu exclure de telles étoiles comme source principale de lumière UV dans NGC 1399. La diminution du flux observée dans le spectre en dessous de 1050 Å plaide également contre les étoiles avec des températures supérieures à environ 25 000 K, preuve supplémentaire que O les étoiles ne sont pas présentes. De telles étoiles seraient attendues si un faible niveau de formation normale d'étoiles se poursuivait aujourd'hui, bien qu'un sursaut de formation d'étoiles qui s'est terminé il y a environ des années puisse éventuellement expliquer les données. Une population de cet âge ne contiendrait que des étoiles de type spectral B et plus tard (K), car les étoiles O les plus chaudes et les plus massives auraient toutes évolué pour produire des supernovae, laissant derrière elles, comme restes, des étoiles à neutrons faibles et peut-être des trous noirs. .

Ferguson et al. (1991) ont également découvert que les modèles théoriques basés sur l'évolution des étoiles à branches géantes post-asymptotiques (PAGB) (telles que les étoiles centrales des nébuleuses planétaires) ne correspondent pas aux données obtenues avec HUT. This is basically because stars that follow the evolutionary paths calculated for this phase spend a large fraction of their time at very high temperatures, K, whereas the HUT data indicate that the principal contribution to the UV radiation comes from stars with about 25,000 K. Although the hotter PAGB stars must be present in the old stellar population of ellipticals, they can contribute only a small fraction of the UV light seen in NGC 1399 if the evolutionary tracks and stellar atmospheres used to model them are correct.

Thus, both of the most popular explanations of the UV light in ellipticals appear to be excluded by the HUT results. Recently, however, there have been new calculations of the late stages of evolution of low-mass, high-metallicity stars (Brocato et al. 1990 Castellani & Tornambè 1991 Horch, Demarque & Pinsonneault 1992). These calculations have identified two new types of evolutionary behavior-the post-early-AGB stars (PEAGB) and the AGB-manqué stars. The PEAGB stars evolve part of the way up the AGB but depart from it at an early stage, before the onset of the thermal pulses that are experienced by normal PAGB stars. They then evolve to higher temperatures at lower luminosity than PAGB stars, with a longer timescale. They maintain two shell sources of nuclear burning (one hydrogen and one helium) during this evolution and consequently emit more UV light over their lifetimes than do the more luminous PAGB stars, making them an excellent candidate to account for the strong UV upturns in ellipticals. The AGB-manqué stars begin on the blue end of the horizontal branch and skip the evolution up the AGB altogether. They evolve slowly toward higher luminosities, before becoming even hotter and bluer in their final stages, and then settle on the white dwarf cooling sequence. These stars also provide an interesting, new possible source for the UV light in ellipticals.

We have computed an integrated spectrum of a population of stars evolving along one of these newly identified evolutionary tracks, namely, the one with the largest integrated output in the HUT wavelength band. When the result is compared with the HUT spectrum of NGC 1399 (Figure 2), the agreement is excellent. Therefore, it appears likely that these new theoretical insights, in combination with the HUT observations, have at last provided a viable explanation for the unexpectedly strong UV light in elliptical galaxies. Observations of a few more elliptical galaxies, including some with lower metallicity and weaker UV upturns, can be made on Astro-2. Such observations will then place important constraints on the theoretical calculations of these late stages of stellar evolution.