BigBoss : Galactic archeology and dynamics
- O. Bienaymé 13 octobre 2009

La communauté scientifique concernée par l’archéologie et la dynamique galactiques regroupe de façon complémentaire des spécialistes de la physique stellaire et des abondances dans leurs enveloppes, et d’autre part des dynamiciens. La mission GAIA couvre remarquablement ces deux domaines (parmi d’autres) de l’astrophysique, et va révolutionner notre compréhension de la structure et de l’histoire galactiques.

Les besoins d’observations spectroscopiques complémentaires au sol, sous forme de suivi ou de grands relevés sont si clairs que de nombreux relevés spectro sont déjà proposés ou ont débuté. Les études préliminaires de la prospective de l’INSU souligne à juste titre la nécessité pour la communauté française de se positionner clairement et de ne pas se laisser distancer par les projets concurrents.

Les discussions au sein de l’AS GAIA ainsi qu’au sein du groupe européen GREAT ont souligné le besoin de deux types complémentaires de grands relevés d’accompagnement à GAIA. Les "stellaires" soulignent la nécessité d’une résolution spectrale suffisante (>20000) du type HERMES afin d’obtenir des abondances détaillées d’étoiles GAIA, en particulier celles qui auront les meilleures mesures de distances, de luminosités et d’âges. Les dynamiciens, pour les études cinématiques, de dynamiques ou de tests de la gravitation, ont également souligné la nécessité de grands relevés de vitesses radiales avec une résolution minimum de 5000, pour obtenir des estimations d’abondances de quelques éléments.

Ces deux types de relevés, haute et basse résolutions, tout en couvrant des objectifs qui leurs sont propres, sont extrêmement complémentaires, et sont scientifiquement nécessaires.

Le projet BigBoss, avec une résolution de 4600 à 6100 de 820nm à 1130nm (et 4000 fibres) répond à de nombreux besoins des dynamiciens et permettra de traiter des questions spécifiques de l’archéologie et de la dynamique galactiques, qui ne seront que très partiellement couvertes par d’autres projets.

Sur le domaine spectral couvert par le RVS de GAIA et par RAVE, la résolution de BigBoss, R=4800, est proche de celle de RAVE (6000 à 7500), projet qui a montré qu’il était possible de mesurer les abondances de plusieurs éléments. Les vitesses radiales peuvent également être mesurées avec une précision de l’ordre du km/s, à la condition d’une excellente stabilité de l’instrument.

Un relevé basse résolution permet d’observer les étoiles plus faibles et/ou plus lointaines. Deux stratégies d’observations sont envisageables : - Avec un S/N élevé de 50 à 100 permettant de mesurer des abondances de plusieurs éléments, - avec un S/N faible pour ne mesurer que les vitesses radiales (un indicateur ’précis’ - 0.20 dex- de métallicité pouvant être obtenu par la photométrie tel que cela a été fait pour le SDSS)

On peut citer plusieurs "Science Case"

1) Relevé cinématique profond du système en interaction M31-33.

Nos galaxies voisines M31 et M33 offrent un laboratoire unique dans lequel il est possible d’étudier de façon particulièrement détaillée le processus de formation galactique et de galaxies en interaction, et ceci avec une perspective panoramique qui n’est pas accessible pour notre Galaxie. Jusqu’à maintenant, ce domaine d’étude a été entrepris avec le spectrographe à fentes DEIMOS du Keck. Avec typiquement 150 étoiles observables dans un champ de 5x16 arcmin, il s’agit de loin de l’instrument le plus efficace pour des champs où la densité de sources lumineuses est élevée. Cependant, dans le halo de ces galaxies (par exemple les champs observés par Kalirai et al. 2006), la densité de sources descend à 3 étoiles RGB par champ DEIMOS, rendant ces régions excessivement difficiles à étudier. BigBoss avec un champ de 3 degrés de vue pourra surpasser l’efficacité de DEIMOS par un facteur allant jusqu’à 100.

2) Nuages de Magellan (pour un instrument au Sud)

3) Le halo galactique externe : les courants et traînées de marée, résidus d’accrétion dans le halo lointain (D=20 à 100kpc),

Aux plus grandes distances, et donc jusqu’aux magnitudes les plus élevées (V=18), GAIA fournit des mouvements propres précis à 10km/s à 40kpc et 25km/s à 100kpc, les distances étant calibrées photométriquement à l’aide des étoiles GAIA plus proches. Avec BigBoss, la cinématique 3D permettra d’identifier les courants les plus dilués, fournira des intégrales du mouvement (numériquement). D’autre part cela permettra de reconstituer les galaxies accrétées entièrement mélangées dans le halo et de caractériser les différentes populations stellaires accrétées.

4) Structure fine du potentiel gravitationnel du halo galactique.

GAIA fournira des vitesses radiales jusqu’à la magnitude V=17. Au delà, et pour des distances supérieures à 30kpc, il sera nécessaire de mesurer les vitesses de 6 10^6 étoiles pour explorer la structure fine du potentiel à l’échelle du kiloparsec : c’est-à-dire, avec une précision relative de 10% sur la force (200 étoiles par cube de 5kpc de côté), dans une sphère de 100 kpc de rayon. Le nombre d’étoiles ayant des mesures des 3 composantes de la vitesse sera critique, par exemple, pour l’identification d’un sous-halo noir de forme cylindrique (Read 2009) rémanent d’une galaxie accrétée et pour atteindre une échelle de quelques kpc, ou bien pour tester la nature granuleuse ou lisse du halo noir, ou encore pour des tests de la gravitation newtonienne.

5) La cinématique du disque.

Pour comprendre au mieux la cinématique dans le disque galactique, mesurer les

vitesses de phase de(s) barres(s) et des bras, identifier les résonances et la nature des orbites, tracer les mécanismes de chauffage, un échantillon d’environ 10^6 étoiles suffisamment proches du plan galactique est nécessaire avec des mesures très précises des vitesses radiales de l’ordre de 2km/s. Il faut en effet qqs milliers d’étoiles par élément de surface du disque de 100pcx100pc

Pour des rayons galactiques supérieurs à R0, le nombre d’étoiles mesurées avec RVS avec une précision de 2km/s (et donc V<14) devient rapidement insuffisant. Il est donc nécessaire de compléter ce relevé par des observations sol aux magnitudes V>14 avec un instrument situé dans l’hémisphère Nord

Rave observera 10^6 étoiles proches de l’hémisphère sud et contraint la cinématique locale dans une sphère de 2kpc. Apogee mesurera à haute résolution 100000 géantes dans tout le disque, il contraindra de façon globale la cinématique du disque, mais ne permettra pas d’identifier les grumeaux des courants stellaires

Un relevé dense est nécessaire pour identifier les résonances et suivre les orbites dans l’espace des phases position-vitesse. Les observations dans le demi-plan galactique côté anti-centre (visible du Nord) sont moins absorbées et permettront une exploration plus lointaine du disque.