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 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

2 Les étoiles de M. >10 M : 10% de la masse mais 80 % de la lumière
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  Å ~totalité dans UV --> IR: SFR= 1.71x10-10 x [L(UV)+L(IR)]

3 1-L'émission des poussières comme traceur de la formation stellaire
SFR = 20 Myr-1 LIR = 6 x LB LIR = LB 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: 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 z=1, Limite de confusion de Spitzer à 24 mm= 30 mJy, i.e. 3x1010 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 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).

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

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

8 15 mm vs IR 8 1000 microns L[IR] z ~ 0 ISOCAM-LW3

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

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

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

12 Bibliothèque de SEDs ajustant les corrélations entre: l= 0. 44, 6
Bibliothèque de SEDs ajustant les corrélations entre: l= 0.44, 6.75, 12, 15, 25, 60, 100 & 850 mm Chary & Elbaz (2001)

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

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

15 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

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17 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)

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

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~0.6 z~1

20 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

21 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).

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

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24 Rapports de raies PAHs et ionisation
m) Origine 3.29 Aromatic C-H stretch (v=1-0) 6.2 C-C skeletal deformation 7.7 C-C skeletal deformations 8.6 C-H in-plane bend 11.3 C-H out-of-plane bend (solo mode) 11.9 C-H out-of-plane bend (duo mode) 12.7 C-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 M51, inner few kpc Factors of ~2 variations in PAH band relative strengths and equivalent widths!

26 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).

27 Distribution en tailles différentes des grains.
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.

28 Effet de la métallicité
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=1. 8 - 2
PAHs dans les ULIRGs distantes… (Yan et al 05) z= , L(IR)= qq 1012 Lsol

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