Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 2: ISM (HI, H , H 2 )

Faculté des arts et des sciences Département de physique ISM (Inter-Stellar Medium)  Mélange de gaz et de poussière (M gaz /M poussière ~ 100)  3 phases: cold (~10K), warm (~1000K), hot (>1000K)  Composition: molécules, atomes, ions  Diffus ou petits & gros nuages  = 1 atom/ cm 3

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies  Composante gazeuse importante parce que:  Étoiles s’y forment  Évolution des étoiles rejette le gaz enrichi  Raies d’émission pour tracer le potentiel  Raie HI à 21 cm

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies  Atome d’hydrogène a 2 états dans son ground level, séparés par leur couplage spin-orbite  Les spins parallèles ont une énergie plus grande que les spins anti–parallèles  Le decay produit l’émission d’un photon à MHz. Spin-flip par collision Decay ~ 10 7 années

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies  HI est optiquement mince, de sorte que la masse HI peut être calculée à partir du flux mesuré dans le faisceau S = flux radio en Jy V r = vitesse en km/sec D = distance en Mpc T B = brightness Temp. in K

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Puche, D., Carignan, C. & Bosma, A. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990)

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies (Meurer, G.R., Carignan, C., Beaulieu, S. & Freeman, K.C. 1996) NGC 2915-BCD Optique: AAT Radio: ATCA

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Radio: WSRT & DRAO NGC 6946 Carignan et al. 1990

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Galaxie Circinus – données ATCA 2 MASS image

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies  Contenu en HI pour différents types a)Rapport masse HI / masse totale b)Rapport M/L B

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies  Contenu relatif HI vs morphological type  M HI /L B est souvent utilisé pour comparer à d’autres paramètres galactiques

Faculté des arts et des sciences Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies  HI-deficiency dans le Virgo cluster.  M HI /L B versus luminosité bleue.  Un grand nombre des galaxies de Virgo ont un M HI /L B beaucoup plus petit qu’attendu pour leur luminosité.

Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation TF HI  La relation de Tully- Fisher : largeur du profil HI  V vs. magnitude absolue pour les galaxies spirales [Tully, R.B., & Fisher, J.R. Astron. Astrophys. 54 (1977) 661].

Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation de TF en HI  La relation « bleue » de Tully- Fisher - logarithme de la magnitude absolue bleue corrigée M 0,i B,T versus logarithme de la largeur de ligne corrigée HI  v 0,i – pour un échantillon de galaxies proches.  Les galaxies naines montrent une plus grande dispersion due aux incertitudes sur leur inclinaison.

Faculté des arts et des sciences Département de physique H  in galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique H  in galaxies Les * OB et les régions HII ionisées par ces étoiles marquent très bien les bras spiraux NGC 5427, *OB tracent SFR

Faculté des arts et des sciences Département de physique H  in galaxies NGC 628 FaNTOmM OmM

Faculté des arts et des sciences Département de physique H  in galaxies  Les galaxies près du centre ont perdu du gaz par ram pressure du IGM (semblable à la situation avec le HI) (Chemin 2004)

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies  Co (H 2 ) semble distribué comme les étoiles  Pas surprenant car c’est dans les nuages H 2 que les étoiles se forment

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies  Contours CO superposés sur une image HST  Trace très bien les contours des bras spiraux Aalto et al. 1999

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies (Sakamoto et al. 1999) Dsik-dominated – galaxies normalesNuclear dominated – galaxies actives

Faculté des arts et des sciences Département de physique H 2 (via CO) in galaxies H 2 via CO est intéressant mais:  le taux de conversion H 2 /CO peut varier en fonction du type morphologique  le taux de conversion H 2 /CO peut varier en fonction du rayon dans la galaxie  ne peut être utilisé dans les galaxies naines p.e. si les abondances de C et O sont faibles (non- détection du CO ne veut rien dire sur la présence du H 2 )