Les disques épais sont caractéristiques dans les galaxies à disque et sont observés tout le long de la séquence de Hubble - des galaxies lenticulaires aux galaxies de type tardif sans bulbe. Fait intéressant, même si les disques minces des galaxies présentent une grande variété de propriétés structurales, les disques épais semblent avoir de nombreuses caractéristiques en commun, indépendamment des propriétés de leur galaxie hôte. Les étoiles du disque épais sont en général anciennes, pauvres en métaux, et montrent un retard dans leur rotation, c’est-à-dire elles tournent autour du centre de la galaxie plus lentement que les étoiles du disque mince. Dans certaines galaxies, une fraction élevée (jusqu’à 50%) des étoiles du disque épais est en contre-rotation par rapport aux étoiles du disque mince. Les disques épais étant observés dans la majorité des galaxies spirales, notre Galaxie aussi en possède un. Il a une masse qui est environ 10% de la masse du disque mince, ses étoiles ont une rotation inférieure à celle des étoiles du disque mince, elles sont vieilles, riches en éléments alpha, et avec une métallicité moyenne intermédiaire entre celles des étoiles du disque mince et celle des étoiles du halo.

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Figure 1 : Echelle de hauteur, z0, des disques épais et d’excès stellaires formés par de fusions mineures, en fonction de la distance du centre de la galaxie, en unités de la longueur de l’échelle de disque, r_d. Les zones ombrées indiquent la dispersion des échelles de hauteur. La dispersion trouvée dans les échelles de hauteur est due aux différentes conditions initiales orbitales. Les échelles de hauteur du disque stellaire au temps initial de la simulation (ligne pointillée) et après son évolution isolée pendant 3 milliards d’années (ligne en tirets) sont également présentées . L’excès stellaire a des propriétés morphologiques et cinématiques qui sont distinctes de celles qui caractérisent les étoiles du disque épais : l’échelle de hauteur de l’excès stellaire est constante en rayon, alors que l’épaisseur du disque épais augmente avec le rayon - cette augmentation est en effet une caractéristique des disques épais formés par des fusions mineures.

Même si les disques épais sont connus et étudiés depuis 30 ans, leur origine est encore très débattue. De nombreux mécanismes ont été invoqués pour expliquer leur formation. Les processus internes tels que la diffusion des étoiles par les bras spiraux, les nuages moléculaires, ou par les grumeaux massifs qui se forment dans les disque de galaxies très riches en gaz dans l’Univers jeune, et encore la migration radiale des étoiles du disque interne vers le disque externe, tous ces mécanismes sont en mesure de chauffer un disque mince pour produire une composante plus épaisse. Mais d’autre part, il est bien connu que les mécanismes externes, comme les fusions mineures, i.e. les fusions de petits satellites sur une galaxie plus massive, peuvent aussi être un moyen pour épaissir un disque mince pré-existant. Comment peut-on distinguer entre ces différents processus pour expliquer l’origine du disque épais ? Quels sont les signatures (peut-être) uniques que ces processus laissent dans les étoiles - dans leur distribution, dans l’abondance de métaux et leur rapports, et dans la cinématique ?

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Figure 2 : Diagramme de Toomre des étoiles entre 2-3r_d après une fusion mineure en orbite directe (figure de gauche) et dans un disque très fragmenté ou "clumpy" après 3 milliards d’années d’évolution. Le diagramme de Toomre montre la relation entre l’énergie cinétique radiale et verticale des étoiles et l’énergie de rotation par rapport au LSR. Dans les modèles de fusion mineures, les étoiles de l’excès stellaire se trouvent exactement dans la zone du diagramme de Toomre où les étoiles du halo riches en éléments alpha se trouvent (Nissen & Schuster 2010, A&A, 511, L10), renforçant ainsi l’hypothèse selon laquelle ces étoiles peuvent avoir été, àl’origine, dans le disque mince. Le modèle de disque "clumpy" ne peut pas reproduire le diagramme de Toomre de la Voie Lactée, car ce mécanisme ne peut pas chauffer si efficacement dans le sens vertical les étoiles du disque mince. Dans les deux panneaux, la ligne en tirets représente une vitesse de 180 km/s, qui sert de critère possible pour séparer les étoiles du disque épais et les étoiles du halo (Venn et al. 2004, AJ, 128, 1177), et la ligne pointillée représente le LSR dans ces modèles. Les étoiles du voisinage solaire du disque épais sont montrées avec des triangles, les étoiles du halo avec des abondances [alpha/ Fe] élevées avec des carrés et les étoiles du halo avec des faibles rapports [alpha/Fe] avec des croix (voir Nissen & Schuster (2010) pour plus de détails). Les étoiles du halo en mouvement rétrograde sont indiquées en vert tandis que ceux en mouvement prograde sont en bleu.

A travers la réalisation de dizaines de simulations, incluant la gravité (étoiles, gaz, matière noire) et l’hydrodynamique du gaz, un groupe de chercheurs de l’Observatoire de Paris a étudié les empreintes laissées par les fusions mineures sur la distribution verticale des étoiles par rapport au plan de la galaxie. Leurs résultats montrent que lors de la fusion d’un satellite, les étoiles du disque mince de la galaxie primaire peuvent être chauffées et dispersées à des distances très grandes du plan. Cela laisse une signature unique dans le profil vertical de densité de surface : le disque épais formé lors de la fusion a un "excès" d’étoiles dans les régions les plus éloignées du disque (z> 2 kpc) . La distribution des étoiles dans le disque épais semble suivre une double fonction sech. La première de ces fonctions caractérise le disque épais. La deuxième composante, à plus grands z, définit l’excès. L’échelle de hauteur de l’excès est supérieure à celle de la composante principale du disque épais. Les étoiles dans l’excès ont une vitesse de rotation inférieure à celle des étoiles du disque épais, et donc elles peuvent être confondues avec des étoiles du halo interne de la Galaxie, qui peuvent avoir une rotation similaire.

Fait intéressant, certaines des étoiles de l’excès pourraient déjà avoir été observées. Récemment, Nissen & Schuster (2010) ont découvert la présence dans le voisinage solaire d’étoiles avec une cinématique du halo, mais des rapports [alpha / Fe] similaires à ces des étoiles du disque épais. Les modèles montrent aussi que les disques épais résultats de fusions mineures ont une longueur d’échelle radiale qui est 10-50% supérieure à celle du disque mince. Cette différence semble également confirmée par les observations. Les disques épais formés par des processus internes ne montrent aucun excès stellaire dans le profil vertical de densité de surface, ni une longueur du disque épais qui soit significativement supérieure à celle du disque mince.

En conclusion, les observations appuyées par les simulations tendent à favoriser les fusions mineures pour la formation du disque épais de notre Galaxie.

Références

Qu Y., Di Matteo P., Lehnert M., van Driel W. : Characteristics of thick disques formed through minor mergers : stellar excesses and scale lengths Astronomy & Astrophysics, in press Di Matteo, P., Lehnert, M. D., Qu, Y., van Driel, W. 2011, The formation of a thick disk through the heating of a thin disk : Agreement with orbital eccentricities of stars in the solar neighborhood A&A, 525, L3

Contact

Yan Qu (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Paola Di Matteo (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Matt Lehnert (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Wim van Driel (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

Thick disks are ubiquitous features in disk galaxies and are observed all along the Hubble sequence — from lenticular early type spirals to ones that are bulgeless. As the name suggests, the thick disk is much thicker than the high surface brightness thin disk that make images of spiral galaxies so spectacular. Interestingly, even though the thin disk of galaxies show a wide variety of structural properties, thick disks seem to have many features in common no matter what the properties of their host disk galaxy. The stars in thick disks in galaxies are generally old, metal poor, and show a rotational lag, that is, they rotate around the galaxy center more slowly than the stars in the thin disk. In some galaxies a high fraction (up to 50%) of stars in thick disks counter-rotate compared to stars in the thin disk. Thick disks are seen in a majority of spiral galaxies, including our Galaxy. Its stellar mass is estimated to be about 10% of that of the thin disk, its stars have a lower rotational support than thin disk stars, they are old, enhanced in alpha-elements, and with average metallicities intermediate between those of thin disk stars and halo stars.

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Figure 1 : Modeled scale heights as function of radius of various components in a galaxy with a thick disk. Note that the thick disk gets thicker with radius, while the stellar excess has a constant thickness. The scale heights z0 of the merger-induced thick disk and the stellar excess at great heights as function of radius in units of disk scale length, r/rd, for a range of dissipationless minor merger simulations. The shaded regions indicate the scatter in the scale heights, most of which is due to differences in initial orbital configurations. Also shown are the scale heights of the original stellar disk at the start (dotted line) and after its evolution in isolation for 3 Gyr (dashed line). The stellar excess has morphological and kinematical properties which are distinct from those of thick disk stars : its scale height is constant in radius, while that of the thick disk increases with radius — this disk flaring is a characteristic of thick disks formed by minor mergers.

Even though thick disks have been known and studied for over 30 years, their origin is still hotly debated, and many mechanisms have been invoked to explain their formation. It is well known that external mechanisms, like minor galaxy mergers, i.e., mergers of small satellites with a more massive galaxy, are viable processes to thicken a pre-existing thin stellar disk, although internal processes such as scattering of stars by spiral waves, by molecular clouds, or by massive clumps forming in unstable gas-rich disks in the early universe and radial migration of stars from the inner to the outer disk, are also able to heat a thin disk enough to produce a thicker component. How can we discriminate between these different processes for explaining the origin of the thick disk ? What are the typical and (perhaps) unique signatures that these processes leave in the stars — in their distribution, metal abundances and ratios, and kinematics ?

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Figure 2 : So-called Toomre diagrams, comparing the total kinetic energy of stars with their rotational energy. The minor merger models agree with observations of the Milky Way ; in particular, the stellar excess stars lie exactly in the area of the Toomre diagram where alpha-enhanced stars are found. Toomre diagram of stars between radii of 2-3 times the disk scale length, rd, after a prograde minor merger simulation (left) and in an instable gas-rich clumpy disk evolved in isolation for 3 Gyr (right). The diagram shows the relationship between the total radial and vertical kinetic energy of stars and their rotational energy. In minor merger models the stellar excess stars lie exactly in the area of the Toomre diagram where .-enhanced stars are found (Nissen & Schuster 2010, A&A, 511, L10), thus strengthening the hypothesis that they may originally have been in the thin disk. Note that the clumpy disk model does not reproduce the Toomre diagram of the Milky Way, since it cannot heat disk stars as efficiently in the vertical direction as minor mergers do. In both panels, the dashed vertical line marks a total velocity of 180 km/s, which serves as a potential criteria to separate thick disk stars and halo stars (Venn et al. 2004, AJ, 128, 1177), and the dotted line is the Local Standard of Rest in these models. Also shown are the observed thick disk stars (triangles), halo stars with high [alpha/Fe] abundance (squares) and low [alpha/Fe] values (crosses) in the solar neighborhood, see Nissen & Schuster (2010) for further details. The halo stars in retrograde motion, against the sense of rotation of the bulk of the galaxy, are shown in green whereas those in prograde motion are in blue.

By means of tens of simulations, including gravity (from stars, gas and dark matter) and gas hydrodynamics, a group of researchers at the Paris Observatory have studied the imprints minor mergers leave on the distribution of stars in the vertical direction with respect to the galaxy mid-plane. Their results show that during the interaction with and subsequent merger of a satellite, stars in the original thin disk of the primary galaxy can be dynamically heated and scattered out to very large heights from the mid-plane. This leaves a unique signature in the vertical surface density profile of the post-merger disk galaxy : the thick disk formed during the merger has an ``excess’’ in the regions furthest away from the disk mid-plane (z> 2 kpc). The distribution of stars in the thick disk appears to follow a double hyperbolic secant function. The first of these functions, necessary to fit the stellar distribution closest to the mid-plane is the classical thick disk, whereas the second component, necessary to fit the stars at the largest heights defines the excess. The scale height of the excess is larger than that of the main thick disk component. Stars in the excess have a rotational velocity lower than that of stars in the thick disk, and thus may be confused with stars in the inner galactic halo, which can have a similar lag.

Interestingly, some of the excess stars may already have been observed. Recently, Nissen & Schuster (2010, A&A, 511, L10) discovered the presence in the solar neighborhood of stars with halo kinematics, but [alpha/Fe] abundances similar to those of thick disk stars. These stars may well be part of the excess, as they show a significant rotational lag with respect to thick disk stars. If the Milky Way thick disk formed through the heating of a pre-existing thin component by minor mergers early in the universe, we would expect to find an inner halo population (the excess) with abundances similar to those of stars in the thick disk, but lagging rotationally behind them - just as observed.

Presently thus, observations seem to favour the minor mergers scenario for the formation of our Galaxy’s thick disk.

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References

Qu Y., Di Matteo P., Lehnert M., van Driel W. : Characteristics of thick disks formed through minor mergers : stellar excesses and scale lengths Astronomy & Astrophysics, in press Di Matteo, P., Lehnert, M. D., Qu, Y., van Driel, W. 2011, The formation of a thick disk through the heating of a thin disk : Agreement with orbital eccentricities of stars in the solar neighborhood A&A, 525, L3

Contact

Yan Qu (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Paola Di Matteo (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Matt Lehnert (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Wim van Driel (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013