HST Histoire de la Voie lactée dans l’Expansion de l’Univers
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ALMA
ALMAHistoire de la
Voie lactée dans HST
ALMAVoie lactée dans l’Expansion de p
l’Univers
Françoise CombesFrançoise CombesObservatoire de Paris
25 Mars 2014
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Notre galaxie: la Voie Lactée
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Galaxies dans l'Univers jeunej
Voir plus loin et remonterVoir plus loin, et remonterdans le temps
Aujourd'hui jusqu'à z~ 6(ou 95% de l'âge de l'Univers)
Galaxies plus nombreuses
F i d lFormation de plusd'étoiles
4Noyaux plus actifs
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Expansion de l'Univers et décalage vers le rougedéca age e s e ouge
« redshift » z= (0)/0
5Temps (Ma)
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Premières galaxies:Big-Bang
Recombinaison 3 105an
Age Sombre
Comment se forment elles?1éres étoiles, QSO 0.5109an
Comment se forment-elles?
Renaissance CosmiqueRéionisation de l’Univers
Fin de l'âge sombre9
Faible métallicité,Fin de la reionisation 109an
Evolution des Galaxies
Étoiles différentes?Evolution des Galaxies
Système solaire 9 109an
7Aujourd'hui 13.7 109an
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Résultats obtenusgrâce au5%
70% grâce aufond cosmologique
T~3K vestige du Big Bang25%
70%
T~3K, vestige du Big-Bang
WMAP+PLANCK
m = 0.30 0 70 = 0.70b =0.05Ho = 70km/s/MpcHo 70km/s/Mpc
Age = 13.8 Gyr
8Univers plat
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La matière noire s’effondre avant les baryonsDécouplageDécouplage Matière noire
Découplage p ggaz-photons
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Mesure de l’âge sombre de l'universsombre de l'univers
Ligne de viséedevant un quasardevant un quasar
Spectre en absorptionp pForêt Lyman‐alpha
10ou absorption continue totale
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Réionisation
11Percolation progressive des zones ionisées
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Réionisation: vue de SKASurface: un million de m2
3000km de ligne de base
Projet mondial ondes m/cm erra le HI 21cm redshiftéverra le HI-21cm redshiftédurant la réionisation
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Formation des l i tgalaxies et
Simulation cosmologique
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Techniques de Detection des galaxies
Galaxies à z~4, 5, & 6 (B, V, i-troncatures)
Spectres tronquésFonctions de selection par redshiftFonctions de selection par redshift
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Techniquede selectionde selectionpar couleur
z=3
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Galaxies plus irrégulières
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Localement, galaxies régulièresElli ti B lb d i t S i l I é lièElliptiques … Bulbe dominant … Spirales … Irrégulières
20Séquence de Hubble
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Formation hiérarchique des galaxies
Les plus petites structures seforment en premier, de la taillede galaxies naines ou amas globulaires
P f i i t étiPar fusion successive et accrétion les systèmes de plus en plus massifsse formentse forment
Ils sont de moins en moins denses
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Filaments Cosmiques
Galaxies se formant dans les filaments,et amas de galaxies à lacroisée des filaments
Accrétion de gaz22
Accrétion de gaz
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Gaz
Matière noire CDM
GalaxiesSimulations GalaxiesSimulations
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Galaxies et Filaments
24Multi-zoom
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Interactions entre galaxies fusion
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Galaxies à z=7, 8
Sélection par couleursEt disparition du fluxEt disparition du fluxdans le bleu, par absorptiondu milieu intergalactiqueg q
Telescope Spatial Hubble26
Telescope Spatial Hubble
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Fonction de Luminosité à z=7,8
Nbre de galaxiesmag-1 Mpc-3g p
Brillant Faible
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Quelle est la première galaxie?Candidats à z=10
Disparition à 1.4 microns
Observations difficiles à la limiteObservations difficiles, à la limitedes capacités des télescopesJWST
28Detectée dans chaque sous-groupedes observations
6.5m, 2018
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Les sursauts Gamma (GRB)
Objets les plus lumineuxObjets les plus lumineuxPendant 1-10 secondes
(dilatation du temps de (1+z)
Eff d d' é ilEffondrement d'une super-étoileOu bien fusion de deux objetscompacts (étoiles à neutrons)
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compacts (étoiles à neutrons)
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L’ bj t l l l i t iGRB= sursauts
L’objet le plus lointainun GRB à z=9.4 (z photométrique)
~150 ma après le Big-Bang
X-ray, optique, z=8.2190 ma après recombinaison190 ma après recombinaison
QSO
Gal GRB
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Histoire de la formation d‘étoiles de l’UniversMasse d’étoiles (t) l Univers
Quand se sont formées l’essentiel
Masse d étoiles (t)
Quand se sont formées l essentieldes étoiles dans la Voie Lactéeet les galaxies proches?g p
Taux de formation:Bleu: optiqueRouge IR, FIRobscurci par la
iè31
poussière
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Privilège du domaine mm/submm Correction cosmologique négative: exemple de Arp 220
EVLA
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Nouveau télescope:interféromètre ALMA
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Galaxies ultra-lumineuses: Systèmes perturbésToutes ces galaxies sont détectées en CO
3410 arcsec 0.2 < z < 0.6
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Efficacité de formation d’étoiles plus élevée, plus de gaz
13 M T 1 M13 Ma T 1 Ma
13 Ma T 1 Ma
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Galaxies z=1-219 galaxies observées à IRAM, 10 à z~2.3 et 9 à z~1.2
Galaxies à formation d’étoiles « Normale »Galaxies à formation d étoiles « Normale » Contenu en gaz ~34% et 44% en moyenne à z=1.2 et 2.3 respectivement5% dans la Voie Lactée
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Rose= gaz ionisé HRouge: gaz moléculaire H2
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Image optiqueL mière des étoiles
Gaz hydrogène atomiqueLumière des étoiles
38M81/M82/N3077
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Nuages de gaz autour du système M81-M82
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Simulations de la rencontre avec Andromède
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Andromède et La Voie Lactée
La Voie Lactéeen infra-rouge
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Galaxies de fond amplifiéesdétectées par Herscheldétectées par Herschel
Au-dessus de100mJy, les sourcessont des galaxies + lentilles6 sources détectées en 14 deg2
Extrapolation > 100 galaxiesExtrapolation 100 galaxiesen 550 deg2
Observations en NIRRévèle la lentille
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Amas de galaxies comme télescope g pgravitationnel
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Recherche du redshift avec les raies de CORecherche avec le GBT-100m Z-spec raie de CO(1-0)
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Une galaxie hyper-lumineuse, 1 Ma après le Big-Bang
Image Subaru spectre lentille Keck
Z=5 24
Image Subaru, spectre lentille KeckCO
Z 5.24
H2OCI
Source détectée par Herschel NIIpen infrarouge, puis le redshiftdéterminé avec un scan de
NII
45l’ IRAM 30m
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Starbusts dans les filaments de gaz ionisé
SSA22Proto-amas de galaxiesz=3.1
Filament observépar des galaxies
fieldpar des galaxiesbleues
Points jaunes=Flambées de formationformationd’étoiles
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Molécules CO des galaxies z > 4 Pratiquement toutes amplifiées !
zPSS J2322 +1944 QSO 4.12
PSS J2322 +1944BRI 1335 -0417 QSO 4.41BRI 0952 -0115 QSO 4.43BR 1202 0725 QSO 4 69
PSS J2322 +1944
BR 1202 -0725 QSO 4.69TN J0924 -2201 QSO 5.19SDSSJ1148+5251 QSO 6.419Q
à
BR 1202 -0725
+ 6 quasars à z=6
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Les QSO les plus distants z=6-7CII
Lobe 0 3" PdBLobe 0.3" PdB
Age ~ 1 MaAge 1 Ma
Mgaz ~1010Mo M 1 5 109MMtrou noir = 1.5 109Mo
CO CIICO, CIIFormation d’étoiles 1000Mo/an/kpc2
+ Quasar à z=7.1+ Quasar à z 7.148
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Le quasar trèfle à quatre feuilles
IRAMPlateau de B
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BureInterféromètre
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Gaz Moléculaire dans un anneau d’Einstein z=4.12 + Trou noir Mtrou noir = 1.5 109Mo, 30 fois trop massif
Plan de la source plan de la lentillePlan de la source plan de la lentille
« Œil Cosmique » z=3.07 IRAM: CO(3-2)MH2 = 2.4 109 Mo
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MH2 2.4 10 Mo M* = 6 109 Mo
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Co-habitation trou noir - GalaxieQu’en est-il au début de l’Univers?
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Mtrou noir – Masse bulbe (ou )
Trous noirs précoces?
QSO à z=6L d t iLa masse des trous noirsest plus grande que prévue
Mais:Inclinaison incertaine
ALMA pourra donner la morphologie, et les inclinaisons52
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Masse du trou noir et masse du bulbe
Les deux masses sontLes deux masses sont proportionnelles ~1/700
Parfois, on arrive un peu au-dessus, dans les amasde galaxies
Galaxies cannibales au centreGalaxies cannibales au centre
Avalent le gaz chaudgavant la formation d’étoiles?
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Astrométrie et mouvements t l tipropres au centre galactique
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Animation du mouvement des étoiles, dans le centre de la Voie Lactée
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![Page 56: HST Histoire de la Voie lactée dans l’Expansion de l’Univers](https://reader035.fdocuments.net/reader035/viewer/2022062410/62acb6d5dc6eba46d54282c5/html5/thumbnails/56.jpg)
Sursaut Infrarouge du trou noir de la Galaxie
561.7microns, NACO, VLT, 30min, May 2003
![Page 57: HST Histoire de la Voie lactée dans l’Expansion de l’Univers](https://reader035.fdocuments.net/reader035/viewer/2022062410/62acb6d5dc6eba46d54282c5/html5/thumbnails/57.jpg)
Découverte d’un nuage de gaz en 2011Découverte d un nuage de gaz en 2011
57Distance au trou noir en arcsec (=0.1 al)
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Orbite du nuage5de gaz (10-5 Mo)
137 ans de période
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![Page 59: HST Histoire de la Voie lactée dans l’Expansion de l’Univers](https://reader035.fdocuments.net/reader035/viewer/2022062410/62acb6d5dc6eba46d54282c5/html5/thumbnails/59.jpg)
Comment le gaz est arrivé?
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Perspectives pour la Voie lactée…Dans quelques 3 Ma
Fusion des trous noirs
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