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Les poussières dans l'univers à toutes les
échelles:
les galaxies infrarouges lointaines
ou
Comment hume-t-on les galaxies lointaines ?
Le terme "aromatique" associé aux PAHs (hydrocarbones
aromatiques polycycliques) vient du fait que les molécules possédant
un cycle benzénique possèdent généralement une forte odeur…
PLAN
1. L'émission des poussières comme traceur de la formation
stellaire
2. Les avantages de l'utilisation de l'émission des PAHs
3. Les inconvénients
4. Les paradoxes liés aux PAHs
5. Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre à une variation
des spectres IR
Les étoiles de M*>10 M : 10% de la masse mais 80 % de la lumière...
… leur durée de vie est inférieure à celle du GMC où elles sont nées
=> forte absorption des UV par la poussière
Loi de Wien:
max(m)=2.898x10-3/T(K)
T=5770 K Soleil => 5022 Å
étoiles 0B:T>1-6x104 K  5002900Å
 ~totalité dans UV --> IR:
 SFR= 1.71x10-10 x [L(UV)+L(IR)]
1-L'émission des poussières comme traceur de la formation
stellaire
LIR = 6 x LB
LIR = LB
SFR = 20 Myr-1
au-delà de 20 M/yr, les galaxies rayonnent principalement dans
l'IR:
pour déterminer leur taux de formation d'étoiles:
-soit on corrige les estimateurs classiques de l'extinction (OII, H, UV)
-soit on utilise des indicateurs non "éteints" (radio, MIR, FIR, sub-mm)
Comparaison de l'efficacité des indicateurs de formation stellaire
non affectés par l'extinction
La limite de confusion favorise l'IR moyen p.r. au sub-mm et au FIR:
Limite de confusion de SCUBA à
850 mm= 2 mJy, i.e.
2x1012 Lsol à
z=1,
Limite de confusion de Spitzer à
70 mm= 2 mJy, i.e.
4x1011 Lsol à
Les avantages de l'utilisation de l'émission des PAHs comme
estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes
1. Elle est corrélée à mieux que 40 % (1-s) avec la
luminosité IR totale (à z~0) et cette corrélation a été
validée jusqu'à z~1.
2. A z~1, une galaxie est 300 fois plus brillante (en
densité de flux) à 24 mm qu'à 21 cm (1.4 GHz, continu
radio).
3. La limite de confusion favorise l'IR moyen d'un facteur
x10 (x100) p.r. au FIR (au sub-mm).
4. elle se situe dans l'infrarouge moyen, peu affecté par
l'extinction (en dehors des bandes d'absorption des
silicates à 9.7 et 18 mm).
L'IR moyen est-il un indicateur fiable du SFR ?
nFn (L)
visible IR moyen IR lointain
M82
(Laurent et al. 2000)
(disque)
CFRS 14.1139
SFR= 125 M/yr
NGC 5018
Elliptique
étoiles
SEDs Chanial et al. (2001)
M101 (Spirale)
SFR= 1.8 Msol/yr
poussière
 (mm)
Dale & Helou (2002)
Effet de correction K, sur la SED de M82
ISOCAM-LW3 (15 mm)
correction K
8
15 mm vs IR
L[IR]
z~0
ISOCAM-LW3
1000 microns
Lir vs L(12 mm)
IR vs IRAS 12mm
z ~0.5 équivalent à
IRAS 12 mm
Lir vs L(6.75 mm)
z ~1 équivalent à
ISOCAM-LW2
MIR -> L(IR) incertitude 40 %
si pas d'évolution des SEDs avec z…
Bibliothèque de SEDs ajustant les corrélations entre:
= 0.44, 6.75, 12, 15, 25, 60, 100 & 850 mm
Chary & Elbaz (2001)
Corrélation locale entre LFIR et radio (1.4 GHz)
Anantharamaiah et al. (2000)
Corrélation locale entre LFIR et radio (1.4 GHz)
MIR
FIR
“q”
Radio
Elbaz et al. (2002)
L’indicateur H
Haute résolution recquise pour corriger de l’absorption stellaire (Liang et al 04)
Les raies de Balmer H, Hb, Hg sont corrélés avec SFR (Flores et al. 2004):
=> confirme IR <-> SFR, mais incertitude importante et SFR(H)<SFR(IR) aux gds SFR
Elbaz et al. (2005)
Fraction du CIRB résolue par les galaxies MIR ~70 %
Elbaz et al. (2002)
70% des galaxies à z~1 ont L12/L7 et L10/L15 plus faible que la
mediane des locales (Marcillac et al. 2006)
z~0.6
z~1
morphologie HST-ACS des LIRGs distantes détectées par ISOCAM
Des galaxies en interactions mais pas uniquement...
z=0.456
z=1.011
z=0.844
z=0.841
z=0.838
z=0.942
z=0.849
z=0.761
50 kpc
11.35 < log(LIR) < 11.66
Les incovénients de l'utilisation de l'émission des PAHs comme
estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes
1. La correction-k est très sensible, donc importance de la
bibliothèque de SEDs utilisée.
2. Les PAHs sont des molécules complexes sensibles à
plusieurs facteurs: métallicité, dureté du champ de
radiation interstellaire, géométrie de la région
d'émission.
3. La raie d'absorption des silicates à 9.7 mm se situe à
droite de la bosse à 7.7,8.6 mm et à gauche de celle à
11.3,12.7 mm, d'où une dégénérescence entre émission
et absorption pour les galaxies où l'absorption des
silicates n'est pas négligeable (minorité dans l'univers
local).
Arp 220: absorption des silicates / émission des PAHs …
Rapports de raies PAHs et ionisation
mm)
3.29
6.2
7.7
8.6
11.3
11.9
12.7
Origine
Aromatic C-H stretch (v=1-0)
C-C skeletal deformation
C-C skeletal deformations
C-H in-plane bend
C-H out-of-plane bend (solo mode)
C-H out-of-plane bend (duo mode)
C-H out-of-plane bend (tri mode)
Galliano et al. (05)
L'ionisation des PAHs affecte plus les raies liées à l'H et donc
diminue le rapport entre les raies à 11.3 et [6.2,7.7] mm.
M51, inner
few kpc
Factors of ~2 variations
in PAH band relative
strengths and equivalent
widths!
Les paradoxes liés à l'utilisation de l'émission des PAHs comme
estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes
1. Il existe une corrélation entre la luminosité en IR moyen
(MIR) et totale IR (TIR), malgré les origines physiques
et les localisations différentes de ces émissions. Cette
corrélation présente une dispersion inférieure à 40 %
(1-s, Chary & Elbaz 2001)
2. Le rapport des raies PAHs varie à l'intérieur d'une
galaxie, mais varie peu d'une galaxie à l'autre en
moyenne
3. Le rapport entre les raies à 11.3 et [6.3,7.7 um]
augmente quand on se rapproche du centre de la
galaxies M51 (carte Spitzer du programme Legacy
SINGS).
Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre à une variation
des spectres IR
1. Métallicité:
–
–
–
Moins de métaux, moins de poussière produite
Moins de métaux, moins d'opacité aux UV durs qui détruisent les
PAHs et donc moins d'émission PAH attendue.
métallicité + faible => H/C + fort => 11.3μm + fort.
2. Ionisation: plus les PAHs sont ionisés plus le rapport
11.3 (C-H) sur [6.3,7.7 um] (C-C) est faible.
3. Géométrie: les galaxies distantes contiennent plus de
gaz, le déclenchement de la formation d'étoiles peutêtre plus efficace et les régions de formation d'étoiles
plus diffuses, ce qui entraînerait une moins grande
destruction des PAHs et donc un plus fort rapport
PAH/continuum.
4. Distribution en tailles différentes des grains.
Effet de la métallicité
ISO data
Madden et al. (2005)
Spitzer ISOCAM
Engelbracht et al. (2005)
Destruction plus efficace des PAHs ? Production plus faible ?
PAHs dans les ULIRGs distantes…
(Yan et al 05) z=1.8 - 2.4, L(IR)= qq 1012 Lsol
SEDs IRS d'ULIRGs distantes
(Spoon et al.)
Cosmologie versus PAHs: peut-on lever la dégénérescence ?…
Faut-il réviser les SEDs pour reproduire les comptages ?…
Lagache et al., 2004
FIN