L'histoire de l'évolution des galaxies en couleur

Edwin Hubble

Edwin Hubble était un observateur perspicace qui a introduit le système de classification morphologique des galaxies encore en usage aujourd'hui. Son "diapason" schéma ( Figure 1 ) différencie elliptiques de spirales barrées sans barreaux et, en outre classés en fonction de l'étanchéité et la structure fine de leurs bras en spirale qui semble correspondre à la fraction de lumière présente dans le bulbe central. Intermédiaire à spirales et elliptiques, Hubble a également introduit la classe lenticulaire ou S0 énigmatique. Ceux-ci partagent la structure en forme de disque de spirales avec un renflement nucléaire interne, mais sont dépourvus de bras spiraux et partager la douceur et les couleurs de la population elliptique. Plus de 90% des galaxies lumineuses à proximité peut être classée au sein du régime de Hubble, décrit plus en détail par van den Bergh (1998) .

Alors il est naturel de tenter de classer les galaxies selon leur apparence, un tel régime ne proposons aucune indication sur l'origine physique des différents types? Hubble pensait évidemment si: il a évoqué le Sc travers types SDM "galaxies de type fin" et les sphéroïdales (un terme collectif pour les elliptiques et s0s) comme «premiers types", imaginant une séquence évolutive le long du diapason

Figure 1a. La séquence de Hubble sous la forme d'un "diapason", selon le schéma original de Hubble. Galaxies sphéroïdales se trouvent dans la tige de la fourche et de spirales et spirales barrées dans chaque branche. Aag 41210 f1a

1b Dans le tableau classique, les galaxies évoluent dans l'isolement, conservant leurs morphologies de la naissance. L'image hiérarchique suppose que les galaxies se rassemblent progressivement au sein de la fusion halos de matière noire.

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. 1c: simulations numériques par Joshua Barnes (Univ. Hawaii) et d'autres suggèrent elliptiques peuvent aussi se former lorsque spirales riches en gaz fusionnent. Les proportions de galaxies de différentes morphologies de grands moments rétrospectives tester les deux images contrastées.Aag 41210 f1c

 

Les études de l'évolution des galaxies à l'aide de la TVH

Après l'insertion de l'optique de correction dans l'instrumentation sur le télescope spatial Hubble de pension (TVH), il est devenu clair pour notre groupe à l'Institut d'astronomie de Cambridge que nous pourrions directement témoin de l'histoire de la galaxie morphologie en exploitant les images TVH profondes couvrant une gamme importante dans le temps du retour en arrière. Avant TVH, tentatives avaient été faites à partir des meilleurs observatoires terrestres de résoudre et de classer les galaxies lointaines, mais, même dans les meilleures conditions, les galaxies aussi près que redshift de 0,3-0,5 (correspondant au "look back Times" de 3- 5000000000 années dans un univers 12-15 milliards d'années) étaient brouille la plupart de la lumière ( Figure 2 ).

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Figure 2a. La qualité d'image de superlatif de télescope spatial Hubble (HST). 2a: Cela contraste D'une lointaine galaxie spirale OBSERVEE with the WFPC2 sur la TVH et l'ONU des Meilleurs télescopes au sol

 

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2b: Les deux images champ profond de Hubble sont particulièrement puissants et ont permis à notre groupe d'étendre études morphologiques à la distribution et l'origine physique des couleurs de composants internes de galaxies à redshift élevé

2c: Cela montre comment les galaxies lointaines vus dans les filtres redshift peuvent être rendus familiers par des effets subtils, notamment la luminosité de surface gradation et les changements de longueur d'onde causés par l'expansion cosmique. À Cambridge, nous avons mis au point des simulations détaillées de quantifier les biais possibles.Aag 41210 f2c

 

Le problème de la galaxie bleue pâle

Un puzzle de longue date en astronomie extragalactique a été à l'origine de l'excès de bleu, des galaxies à formation d'étoiles dans les images vues profondes. Depuis la fin des années 1970, il a été connu que il ya beaucoup plus de tels systèmes que prévu de notre connaissance de la population observée localement. Un des premiers résultats des enquêtes les Cambridge TVH a été l'identification d'une forte augmentation avec décalage vers le rouge dans la fraction des galaxies morphologiquement particulières. La densité de luminosité intégrée de ces systèmes semble expliquer la quasi-totalité de la hausse avec redshift vu dans les sondages profonds ( figure 3 ).

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Figure 3a. TVH révèle que la plupart des galaxies bleues pâles ont des formes irrégulières et des spectres au sol révèlent que beaucoup sont formant activement étoiles.

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 3b: En comparant leurs luminosités à ceux de leurs homologues plus régulières à différents décalages vers le rouge, leur contribution à la sortie lumineuse de l'univers se trouve à être en déclin rapide. Qu'est-ce donc qui leur arrive? Ils pourraient fusionner en systèmes plus réguliers.

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3c montre comment, en comptant paires projetées dans une échelle physique fixe, une fraction de fusion peut être calculée à différents décalages vers le rouge. Au décalages vers le rouge de l'ordre 1, la fraction des systèmes fusion est beaucoup plus de 8 fois supérieur à ce qu'il est localement, donc l'excès de galaxies bleues pâles est probablement une manifestation de fusion de galaxies.

Qu'est-il donc arrivé à ces peculiars de formation d'étoiles de sorte qu'ils étaient si nombreux il ya 5000000000 années, mais pratiquement absente par l'époque actuelle? Deux hypothèses sont populaires. La première suggère que les peculiars sont transformés par des fusions ou par d'autres moyens dans les galaxies elliptiques réguliers et des spirales. Cette "récente fusion" vue est compatible avec les prédictions des modèles hiérarchiques. Le second et plus intéressant idée est que les irréguliers éloignés sont vus durant une période exceptionnellement actif dans leur activité, peut-être même au moment de leur formation; affamé de gaz supplémentaire infalling, ces galaxies se fanent suite aux systèmes de luminosité de surface faibles qui sont difficiles à détecter aujourd'hui.

Comme indiqué ci-dessus, d'abord il y avait une certaine inquiétude que la population abondante de galaxies particulières faibles représenté spirales mal classés ou des spirales rendus particulière par une rafale de courte durée de formation d'étoiles. Données infrarouges acquises récemment UKIRT et la caméra NICMOS TVH démontre que ces systèmes optiquement particulières apparaissent irrégulière à des longueurs d'onde plus longues ainsi et, surtout, que leur masse stellaire établie est assez significatif. Bien que la lumière bleue pourrait disparaître assez rapidement si le taux de formation d'étoiles arrêta brusquement, leurs luminosités infrarouges ne serait guère changer. Inévitablement donc, les irréguliers redshift intermédiaires doivent être représentés dans le recensement des galaxies infrarouges lumineuse qui, aujourd'hui, sont dominés par les systèmes réguliers. Il semble donc que cette population remarquable doit avoir transformé en spirales et elliptiques.

Fusions et elliptiques sur le terrain

La preuve croissante que les fusions forme une certaine fraction de la séquence de Hubble soulève la question de savoir si nous pouvons quantifier le taux de la fusion observée à limites faibles et concilier cela avec celle attendue en images hiérarchiques. Ensemble, avec nos collègues de France, au Canada et en Australie, l'équipe de Cambridge a examiné de nombreux domaines profondes prises avec TVH et procédé à un recensement de ces systèmes susceptibles de fusionner. Autour de chaque galaxie dans laquelle nous pouvons, connaissant son redshift, recherche des compagnons à une limite de luminosité fixe et à moins de 20 kiloparsecs. Projetées paires ligne de visée peuvent être retirés statistiquement. Cette étude a révélé, pour la première fois, une hausse spectaculaire avec décalage vers le rouge dans le nombre de paires associées susceptibles ( Figure 3 ). D'une manière générale, le nombre de paires proches, corrigée des biais connus, augmente avec redshift z comme (1+ z ) 3 . Toutefois, afin de convertir le taux de paires physiquement associés dans le vrai taux auquel galaxies fusionnent, nous avons besoin de connaître précisément le temps qu'il faut pour une paire de coalescence. Alors que la fusion se passe bien, et à un taux qui augmente fortement avec l'redshift, sans certaines données dynamiques sur près paires, il est difficile de faire des comparaisons directes avec des modèles hiérarchiques.

Nous avons décidé d'envisager une seconde approche. La figure 4 montre les distributions de couleurs internes pour une sélection de terrain galaxies elliptiques de redshift connu à la fois profond de Hubble champs. Une fraction significative surprenante ont des noyaux plus bleues, suggérant récemment arrivés étoiles jeunes. Une étude similaire appliqué à elliptiques dans denses amas riches trouve beaucoup moins d'exemples. Cette différence devrait se cluster régions représentent des pics dans le champ de densité début dont l'histoire ensemble a été accélérée. En d'autres termes, il faudrait aller à temps beaucoup plus anciens dans les régions en cluster pour trouver des exemples similaires.

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Figure 4:. L'histoire de l'assemblage des vélos elliptiques sur le terrain, une fois pensé uniforme dans la forme et la couleur. (A) les galaxies elliptiques lointaines dans les régions moins denses montrent une plus grande variété dans les couleurs internes, par exemple noyaux bleus. 

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 (B) La diminution de la densité de masse au cours du temps irréguliers se traduise par une augmentation marginale de celle associée à elliptiques. Dots et la région ombragée représentent galaxies elliptiques repos, tandis que les lignes de couleur représentent les pistes de couleur de galaxies après une Starburst.

Il est naturel de se demander si la baisse du nombre d'irréguliers bleu est compatible avec la fréquence avec laquelle nous voyons touffes bleues dans la population émergente de vélos elliptiques sur le terrain. Récemment, nous avons commencé à examiner les vélos elliptiques HDF illustrés à la figure 4 pour déterminer la vitesse à laquelle masse stellaire est arrivée en fonction du décalage vers le rouge. Cela peut ensuite être directement comparés avec les prédictions de fusion hiérarchique ainsi que la disparition éventuellement associé dans la population des faibles, peculiars bleus.

Nous pouvons examiner cette question en termes de statistiques de la population ainsi que par des études détaillées de galaxies individuelles. Revenant à la question des distributions de luminosité infrarouge qui contraignent les masses stellaires assemblés dans divers types de galaxies, au niveau le plus fondamental si la lumière bleue de irréguliers est redistribuée dans les galaxies elliptiques sur le terrain, nous pouvons nous attendre la densité de luminosité infrarouge de l'ancien à décliner avec le temps, au détriment d'une augmentation de celle de ce dernier. Fait rassurant, avec quelques incertitudes, cette transformation est en effet considérée ( Figure 4 ). Dans l'étude plus détaillée, nous pouvons nous demander si la masse associée avec les "morceaux bleus» dans les galaxies elliptiques sur le terrain est compatible avec un taux de croissance approprié. Malheureusement, puissant si une telle contrainte serait, pour convertir la lumière bleue vu dans les galaxies elliptiques HDF en un taux d'arrivée en masse nous avons besoin d'informations plus astrophysique. Sommes-nous attraper la lumière bleue pendant la phase la plus active de formation d'étoiles (dans ce cas, la masse impliquée pourrait être assez modeste) ou, plus probablement, est-il un cycle de service de l'activité dans ce cas, nous serons en observant les galaxies à différents stades un long processus. Étant donné que de nombreux exemples seraient vus loin de leur (brève présumée) moment le plus actif, le taux d'arrivée de masse pourrait être plus significative ( Figure 4 ).

Date de dernière mise à jour : 20/03/2016