Les poussières dans l
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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 ?.

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Loi de Wien:  max (m)=2.898x10 -3 /T(K) T=5770 K Soleil => 5022 Å

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Presentation Transcript


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

Les poussières dans l'univers à toutes les échelles:les galaxies infrarouges lointainesou 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

  • L'émission des poussières comme traceur de la formation stellaire

  • Les avantages de l'utilisation de l'émission des PAHs

  • Les inconvénients

  • Les paradoxes liés aux PAHs

  • Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre à une variation des spectres IR


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

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  500-2900Å

  • ~totalité dans UV --> IR:

  • SFR= 1.71x10-10 x [L(UV)+L(IR)]


1 l mission des poussi res comme traceur de la formation stellaire

LIR = 6 x LB

LIR = LB

SFR = 20 Myr-1

1-L'émission des poussières comme traceur de la formation stellaire

  • 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 efficacit des indicateurs de formation stellaire non affect s par l extinction

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 à850 mm= 2 mJy, i.e. 2x1012 Lsol à z=1,

Limite de confusion de Spitzer à70 mm= 2 mJy, i.e. 4x1011 Lsol à z=1,

Limite de confusion de Spitzer à24 mm= 30 mJy, i.e. 3x1010 Lsol à z=1


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

Les avantages de l'utilisation de l'émission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes

  • 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.

  • 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).

  • La limite de confusion favorise l'IR moyen d'un facteur x10 (x100) p.r. au FIR (au sub-mm).

  • 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

L'IR moyen est-il un indicateur fiable du SFR ?

visible

IR moyen

IR lointain

nFn (L)

M82

(disque)

(Laurent et al. 2000)

CFRS 14.1139

SFR= 125 M/yr

NGC 5018

Elliptique

M101 (Spirale)

SFR= 1.8 Msol/yr

étoiles

poussière

l (mm)

SEDs Chanial et al. (2001)

Dale & Helou (2002)


Effet de correction k sur la sed de m82

Effet de correction K, sur la SED de M82

ISOCAM-LW3 (15 mm)

correction K


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

15 mm vs IR

8

L[IR]

1000 microns

z ~ 0

ISOCAM-LW3


Lir vs l 12 m m

IR vs IRAS 12mm

z ~0.5 équivalent à

IRAS 12 mm

Lir vs L(12 mm)


Lir vs l 6 75 m m

z ~1 équivalent à

ISOCAM-LW2

Lir vs L(6.75 mm)


Mir l ir incertitude 40 si pas d volution des seds avec z

MIR -> L(IR) incertitude 40 %si pas d'évolution des SEDs avec z…


Biblioth que de seds ajustant les corr lations entre l 0 44 6 75 12 15 25 60 100 850 m m

Bibliothèque de SEDs ajustant les corrélations entre:l= 0.44, 6.75, 12, 15, 25, 60, 100 & 850 mm

Chary & Elbaz (2001)


Corr lation locale entre l fir et radio 1 4 ghz

Corrélation locale entre LFIR et radio (1.4 GHz)

Anantharamaiah et al. (2000)


Corr lation locale entre l fir et radio 1 4 ghz1

Corrélation locale entre LFIR et radio (1.4 GHz)

MIR

FIR

Radio

“q”

Elbaz et al. (2002)


L indicateur h a

L’indicateur Ha

Haute résolution recquise pour corriger de l’absorption stellaire (Liang et al 04)

Les raies de Balmer Ha, Hb, Hg sont corrélés avec SFR (Flores et al. 2004):

=> confirme IR <-> SFR, mais incertitude importante et SFR(Ha)<SFR(IR) aux gds SFR


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

La "bosse des PAHs" à l~7.7 mm existe bien à z~0.7

Les SEDs locaux reproduisent les flux 24 & 15mm

Elbaz et al. (2005)


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

Fraction du CIRB résolue par les galaxies MIR ~70 %

Elbaz et al. (2002)


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

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


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

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=0.849

z=0.761

z=0.942

50 kpc

11.35 < log(LIR) < 11.66


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

Les incovénients de l'utilisation de l'émission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes

  • La correction-k est très sensible, donc importance de la bibliothèque de SEDs utilisée.

  • Les PAHs sont des molécules complexes sensibles à plusieurs facteurs: métallicité, dureté du champ de radiation interstellaire, géométrie de la région d'émission.

  • 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 mission des pahs

Arp 220: absorption des silicates / émission des PAHs …


Rapports de raies pahs et ionisation

Rapports de raies PAHs et ionisation

m)Origine

3.29Aromatic C-H stretch (v=1-0)

6.2C-C skeletal deformation

7.7C-C skeletal deformations

8.6C-H in-plane bend

11.3C-H out-of-plane bend (solo mode)

11.9C-H out-of-plane bend (duo mode)

12.7C-H out-of-plane bend (tri mode)

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] m.

Galliano et al. (05)


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

M51, inner few kpc

Factors of ~2 variations in PAH band relative strengths and equivalent widths!


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Les paradoxes liés à l'utilisation de l'émission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes

  • 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)

  • Le rapport des raies PAHs varie à l'intérieur d'une galaxie, mais varie peu d'une galaxie à l'autre en moyenne

  • 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 une variation des spectres ir

Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre à une variation des spectres IR

  • 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.

  • Ionisation: plus les PAHs sont ionisés plus le rapport 11.3 (C-H) sur [6.3,7.7 um] (C-C) est faible.

  • Géométrie: les galaxies distantes contiennent plus de gaz, le déclenchement de la formation d'étoiles peut-être 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.

  • Distribution en tailles différentes des grains.


Effet de la m tallicit

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 10 12 l sol

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

SEDs IRS d'ULIRGs distantes (Spoon et al.)


Cosmologie versus pahs peut on lever la d g n rescence

Cosmologie versus PAHs: peut-on lever la dégénérescence ?…


Faut il r viser les seds pour reproduire les comptages

Faut-il réviser les SEDs pour reproduire les comptages ?…

Lagache et al., 2004


Loi de wien max m 2 898x10 3 t k t 5770 k soleil 5022

FIN


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