INTRODUCTION - Sciences et techniques
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INTRODUCTION 1 50 ans CNES – Formation stellaire et évolution des galaxies CEA/DSM/Irfu/Sap UMR AIM Marc Sauvage INTRODUCTION Formation stellaire et évolution des galaxies Au début des années 60 l'évolution des galaxies est surtout étudiée via la détermination des populations stellaires Une recherche sur "evolution of galaxies" trouve 1 article en 1961, 130 en 2010 • • Une galaxie "évolue" sous l'effet de l'accrétion de gaz via les grandes structures • Inobservable La réponse interne à cette stimulation externe c'est la formation d'étoiles, l'enrichissement du milieu interstellaire • Observable Structure en matière noire et prédiction de la position des galaxies codées en fonction de leur taux de formation stellaire Colberg & Diaferio, The GIF project 2 50 ans CNES – Formation stellaire et évolution des galaxies La mise en évidence des phases denses du MIS Les régions denses, manifestes par leur effet d'extinction, ont été reconnues rapidement comme des sites privilégiés où rechercher la formation des étoiles. Davies (1960), découverte de nuages HI associés aux nuages de poussière. Leiden-Dwingeloo+Parkes in Dame et al. 01 L'avènement de la radioastronomie à permis de cartographier les régions de gaz dense de notre galaxie. 3 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Premières sources infrarouges La cartographie des nuages denses en infrarouge révèle la richesse des sources enfouies Gezari et al. 98: image MIR de la région Orion BN-KL Cartes 13CO autour de sources IRAS Casoli et al. 86 4 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 La confrontation des relevés CO et des catalogues IRAS amène la formation d'un scénario standard Scénario "classique" de formation stellaire Age = -106 ans Cœur dense pré-stellaire FIR → Submm Age = 104 ans Menv > Mstar FIR → Submm Age ~ 105- 106 ans Enveloppe épaisse IR → Submm Age ~ 106 – 107 ans Disque épais Mdisk ~ 0.01M V → FIR Age ~ 107 – 108 ans Disque mince Mdisk ~ 0.003M V → IR 5 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Lada & Wiking 1984 André, Ward-Thompson, Barsony 1993 Questions en suspens Biais du voisinage local: peu de régions de formation d'étoiles massives. • • Origine de la fonction initiale de masse (l'IMF) Mécanismes de formation des étoiles massives Importantes conséquences sur l'évolution des galaxies car (presque) toutes les propriétés déduites des observations dépendent de l'IMF: • Taux de formation stellaire déduit de la mesure du nombre d'étoiles ionisantes • L'essentiel de la masse stellaire est dans la partie à faible masse (inobservable). 6 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Herschel et la fonction initiale de masse Omniprésence de la structure filamentaire, quelque soit l'activité de formation stellaire Polaris Aquila La couverture spectrale d'Herschel permet de convertir les cartes de brillance en cartes de densité et température 7 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Herschel et la fonction initiale de masse Fonction de masse initiale des cœurs pré-stellaires IMF Histogramme de la largeur des filaments Arzoumanian et al. 11 CMF André et al. 11 La fonction de masse des cœurs, observés uniquement dans les filaments, est proche de l'IMF, à une efficacité près. 8 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 La largeur caractéristique suggère que les filaments se forment sous l'effet de la dissipation de la turbulence interstellaire. Herschel et la formation d'étoiles massives M16 Cygnus X - Sud Vela (Hill et al. 11) Programme clef HOBYS (Motte et al.) 9 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Herschel et la formation d'étoiles massives Détection de cœurs massifs dans les nuages les plus denses (IRDC découverts par MSX et Spitzer) Influence de la dynamique à grande échelle dans la formation des IRDC. Herschel donne accès à des régions de notre galaxies qui approchent du régime de formation stellaire observable dans les galaxies extérieures. Nguyen Long et al. 11 10 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 "indices" de l'évolution des galaxies Tolstoy, 11 SFR constant sur 13 Gyr Bleu < 300 Myr, Noir > 8 Gyr La séquence de Hubble organise la diversité des galaxies selon des critères "évolutifs" (SFR, abondance du MIS, …). L'étude des populations stellaires résolues (e.g. via les CMD, ou l'accès à la 3D comme dans notre Galaxie) révèle l'histoire parfois mouvementée des galaxies. 11 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 La découverte du continent extragalactique infrarouge Arp 220, le prototype des galaxies IR ultralumineuses LIR > 1012 L⊙ Poussières Etoiles Sanders & Mirabel 1996 Dans l'univers local, la seule possibilité d'obtenir des luminosités >1012 L⊙, c'est de réaliser la fusion de plusieurs galaxies. 12 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Observations de l'évolution des galaxies Stecker, Puget & Fazio, 1977 Lagache et al. 2005 ARA&A Le fond diffus extragalactique est l'intégrale de l'émission de toutes les galaxies à toutes les époques. 13 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Observations de l'évolution des galaxies Hubble Deep Field Aussel etl al. 99 – HDF avec ISOCAM Les sondages profonds révèlent les galaxies responsables du fond diffus, mais l'étude multi-longueurs d'onde montre que l'état des galaxies évolue très fortement au cours du temps. Elbaz et al. 2002 14 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 Observations de l'évolution des galaxies Hubble Deep Field Aussel etl al. 99 – HDF avec ISOCAM Les sondages profonds révèlent les galaxies responsables du fond diffus, mais l'étude multi-longueurs d'onde montre que l'état des galaxies évolue très fortement au cours du temps. Caputi et al. 07 15 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 L'apport d'Herschel Hwang et al. 11 Elbaz et al. 11 SPIRE 16 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 La couverture du pic infrarouge révèle les erreurs des précédentes estimations de la luminosité IR. Les deux séquences de formation stellaire Daddi et al. 2010 Rodighiero et al. 2011 Au pic de l'activité de formation stellaire (z≈2), l'essentiel de l'activité est dû à des galaxies plus proches des disques d'aujourd'hui que des "starbursts". 17 Images de la Recherche Scientifique Spatiale Française – 12 décembre 2011 INTRODUCTION Perspectives Herschel achèvera ses observations en février 2013, mais la relève est là: © S. Guisard C&E ALMA va permettre de mieux contraindre les conditions physiques dans lesquelles se déroule la formation stellaire à z = 1-2 . SPICA permettra via, par exemple [CII], de caractériser les conditions physiques à grand décalage spectral. 18 50 ans CNES – Formation stellaire et évolution des galaxies
