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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"

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1 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

2 Loi de Wien: max (m)=2.898x10 -3 /T(K) max (m)=2.898x10 -3 /T(K) T=5770 K Soleil => 5022 Å étoiles 0B:T>1-6x10 4 K Å ~totalité dans UV --> IR: ~totalité dans UV --> IR: SFR= 1.71x x [L(UV)+L(IR)] SFR= 1.71x x [L(UV)+L(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

3 1-L'émission des poussières comme traceur de la formation stellaire SFR = 20 M yr -1 L IR = 6 x L B L IR = L B 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)

4 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: 850 m2x10 12 Lsol à z=1 Limite de confusion de SCUBA à 850 m= 2 mJy, i.e. 2x10 12 Lsol à z=1, 70 m4x10 11 Lsol à z=1 Limite de confusion de Spitzer à 70 m= 2 mJy, i.e. 4x10 11 Lsol à z=1, 24 m3x10 10 Lsol à z=1 Limite de confusion de Spitzer à 24 m= 30 Jy, i.e. 3x10 10 Lsol à z=1

5 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- ) 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 m 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 m).

6 CFRS SFR= 125 M /yr M101 (Spirale) SFR= 1.8 Msol/yr NGC 5018 Elliptique IR moyenIR lointain visible poussière étoiles M82 (disque) (Laurent et al. 2000) F (L ) ( m) SEDs Chanial et al. (2001) L'IR moyen est-il un indicateur fiable du SFR ? Dale & Helou (2002)

7 Effet de correction K, sur la SED de M82 ISOCAM-LW3 (15 m) correction K

8 81000 micronsL[IR] z ~ 0 ISOCAM-LW3 15 m vs IR

9 z ~0.5 équivalent à IRAS 12 m IR vs IRAS 12 m Lir vs L(12 m)

10 z ~1 équivalent à ISOCAM-LW2 Lir vs L(6.75 m)

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

12 Biblioth è que de SEDs ajustant les corr é lations entre: = 0.44, 6.75, 12, 15, 25, 60, 100 & 850 m Chary & Elbaz (2001)

13 Corrélation locale entre L FIR et radio (1.4 GHz) Anantharamaiah et al. (2000)

14 Corrélation locale entre L FIR et radio (1.4 GHz) Elbaz et al. (2002) MIR Radio FIR q

15 Lindicateur H Haute résolution recquise pour corriger de labsorption stellaire (Liang et al 04) Les raies de Balmer H, H, H sont corrélés avec SFR (Flores et al. 2004): => confirme IR SFR, mais incertitude importante et SFR(H

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17 La "bosse des PAHs" à ~7.7 m existe bien à z~0.7 Les SEDs locaux reproduisent les flux 24 & 15m Elbaz et al. (2005)

18 Elbaz et al. (2002) Fraction du CIRB résolue par les galaxies MIR ~70 %

19 70% des galaxies à z~1 ont L12/L7 et L10/L15 plus faible que la mediane des locales (Marcillac et al. 2006) z~1 z~0.6

20 50 kpc < log(L IR ) < z=0.456z=1.011z=0.844z=0.841 z=0.849z=0.761 z=0.838 z=0.942 morphologie HST-ACS des LIRGs distantes détectées par ISOCAM Des galaxies en interactions mais pas uniquement...

21 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 m se situe à droite de la bosse à 7.7,8.6 m et à gauche de celle à 11.3,12.7 m, 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).

22 Arp 220: absorption des silicates / émission des PAHs …

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24 Rapports de raies PAHs et ionisation m)Origine 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)

25 Factors of ~2 variations in PAH band relative strengths and equivalent widths! M51, inner few kpc

26 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-, 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).

27 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 => 11.3 μ m + 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 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. 4.Distribution en tailles différentes des grains.

28 Effet de la m é tallicit é ISO data Madden et al. (2005) Spitzer ISOCAM Engelbracht et al. (2005) Destruction plus efficace des PAHs ? Production plus faible ?

29 PAHs dans les ULIRGs distantes… (Yan et al 05) z= , L(IR)= qq L sol

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

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

32 Faut-il réviser les SEDs pour reproduire les comptages ?… Lagache et al., 2004

33 FIN


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