A une distance de 23.2 kpc du Soleil et 16.6 kpc au-dessus du plan galactique, Palomar 5 est un amas globulaire du halo d’une masse très faible, un rayon de coeur important, et une faible concentration centrale. Dans la dernière décennie, plusieurs études observationnelles ont montré la présence de deux queues de marée importantes de part et d’autre de l’amas, constituées d’étoiles échappées du système en raison de l’effet de marée du potentiel galactique. Avec une extension globale détectée de 22 degrés sur le ciel, correspondant à une longueur projetée de plus de 10 kpc, les queues de marée de Pal5 sont si étendues et massives qu’elles contiendraient plus de masse que l’amas lui-même. Les queues de marée de Pal5 sont inhomogènes, montrant des "sous-densités" et des accumulations d’étoiles, particulièrement visibles sur la queue qui suit l’amas, avec les surdensités les plus évidentes à 100 et 120 arcminutes du centre de l’amas. La nature de ces structures a été longuement discutée, plusieurs études suggérant qu’elles résulteraient des effets gravitationnels induits par la présence de sous halos de matière noire dans les parties externes de la Galaxie.

Figure 1 : Queue de marée de Palomar 5 qui suit l’orbite de l’amas autour du centre galactique, selon une simulation à N-corps. Plusieurs inhomogeneités sont evidentes dans le courant stellaire. (Mastrobuono-Battisti, A., et al. 2012, A&A Letters, sous presse)

A l’aide de simulations N-corps, conduites sur la grappe de GPUs "Momentum" de l’Observatoire de Paris et de modèles numériques simplifiés, l’équipe de chercheurs a étudié la formation et les caractéristiques des queues de marée de Pal5 le long de son orbite dans le potentiel de la Voie Lactée. Au contraire des études précédentes, leur travail reproduit avec succès les structures présentes dans les courants stellaires de l’amas, sans introduire de granularité dans le halo de matière noire. Il est montré que des surdensités similaires à celles observées dans Pal5 peuvent être reproduites par le mouvement épicyclique des étoiles le long des queues, c’est à dire par une simple accumulation locale des orbites des étoiles échappées de l’amas avec des positions et des vitesses similaires. Les simulations N-corps prédisent en particulier la présence de deux surdensités, la première très proche de l’amas (RA<230°), la seconde commençant à RA=230.5° et finissant à RA=232°, et qui montre une baisse de densité d’extension comparable à celle estimée d’après les observations. Ces caractéristiques sont observées dans les queues de marée aux mêmes positions.

Figure 2 : Carte de la densité surfacique d’étoiles dans les queues de Palomar 5 (données SDSS). De Odenkirchen et al. (2003, AJ, 126, 2385)

Ces modèles peuvent reproduire les variations de densité le long des queues de marée observées sans avoir à introduire de surdensité dans le halo de matière noire, suggérant une limite à sa granularité.

Note : Ce travail a été conduit dans le cadre du projet HPC-EUROPA2, avec l’aide financière de la "European Commission Capacities Area-Research Infrastructures Initiative". M. Montuori remercie l’Observatoire de Paris pour son aide financière sous la forme d’une attribution de poste temporairement vacant en avril 2012.

Référence Clumpy streams in a smooth dark halo : the case of Palomar 5 Alessandra Mastrobuono-Battisti, Paola Di Matteo, Marco Montuori, Misha Haywood, Astron. Astrophys. in press (2012) Contact Paola Di Matteo (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS) Misha Haywood (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS)

Contact Paola Di Matteo (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS) Misha Haywood (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

At a distance of 23.2 kpc from the Sun and of 16.6 kpc above the Galactic plane, Palomar 5 is a halo globular cluster characterized by very low total mass, a large core radius, and low central concentration. In the past decade, a number of observational studies have shown there are two massive tidal tails emanating from opposite sides of the cluster, made of stars escaped from the system owing to the action of the Galactic tidal field. With an overall detected extension of 22 degrees on the sky, corresponding to a projected spatial length of more than 10 kpc, Pal5’s tails are so elongated and massive that they contain more stellar mass than the one currently estimated to be in the system itself. Pal5’s tails are inhomogeneous, showing evidences of stellar density gaps (underdense regions) and clumps (overdense regions), particularly visible in the trailing stream, with the most evident and massive overdensities found between 100 and 120 arcmin from the cluster center. The nature of these substructures has long been debated, with several works proposing that the observed clumps may be due to the gravitational effect of dark matter subhalos in the outskirts of the Milky Way.

Figure 1 : Queue de marée de Palomar 5 qui suit l’orbite de l’amas autour du centre galactique, selon une simulation à N-corps. Plusieurs inhomogeneités sont evidentes dans le courant stellaire. (Mastrobuono-Battisti, A., et al. 2012, A&A Letters, sous presse)

By means of direct N-body simulations, run on the GPU cluster "Momentum" at the Paris Observatory, and simplified numerical models, the team studied the formation and characteristics of the tidal tails around Palomar 5, along its orbit in the Milky Way potential. Unlike previous findings, their work is able to reproduce the substructures observed in the stellar streams of this cluster, without including any lumpiness in the dark matter halo. In these models, overdensities similar to those observed in Palomar 5 can be reproduced by the epicyclic motion of stars along its tails, i.e. a simple local accumulation of orbits of stars that escaped from the cluster with very similar positions and velocities. In particular, the N-body simulation predicts two prominent density enhancements in the trailing tail of the cluster, the first located very close to the cluster (RA < 230 deg) and the second starting at RA=230.5 deg and ending at RA=232 deg. The second enhancement shows an underdense region, whose extension is about 0.5deg. These characteristics are found in the observed stream at the same location (see Figs.1-2).

Figure 2 : Carte de la densité surfacique d’étoiles dans les queues de Palomar 5 (données SDSS). De Odenkirchen et al. (2003, AJ, 126, 2385)

Unlike previous works, these models can reproduce the density contrast between the clumps and the surrounding tails such as found in the observed streams, without including any lumpiness in the dark halo, suggesting new upper limits on its granularity. The location of the clumps along the tails, which depends on the orbital parameters of the cluster, may also help to better constrain Pal5’s orbit in the Milky Way.

Note : This work was carried out under the HPC-EUROPA2 project with the support of the European Commission Capacities Area-Research Infrastructures Initiative. M. Montuori acknowledges financial support of the Observatoire de Paris, through a Temporary position as Associated Astronomer in April 2012.

Reference Clumpy streams in a smooth dark halo : the case of Palomar 5 Alessandra Mastrobuono-Battisti, Paola Di Matteo, Marco Montuori, Misha Haywood, Astron. Astrophys. in press (2012) Contact Paola Di Matteo (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS) Misha Haywood (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS)

Contact Paola Di Matteo (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS) Misha Haywood (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013