Poussières et PAHs dans les galaxies proches Séminaire AIM 17 Janvier 2006.

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1 Poussières et PAHs dans les galaxies proches Séminaire AIM 17 Janvier 2006

2 Le spectre IR des galaxies proches NGC 7331: Une galaxie spirale de type Sb Anneau de formation stellaire (comme la Voie Lactée) 15.1 Mpc L IR /L opt ~ 1 Regan et al. 2004

3 Le spectre IR des galaxies proches Bandes PAH principales à 3.3, 6.2, 7.6, 7.8, 11.2, 12.7 Raies ioniques Raies moléculaires Continuum (absorption) Smith et al. 2004 Regan et al. 2004

4 Le spectre IR des galaxies proches Équilibre thermodynamique Chauffage impulsionnel

5 Origine "galactographique" de l'émission PAH L'émission PAH provient majoritairement des régions de photodissociation (PDR) à l'interface entre les régions HII et les nuages moléculaires. NGC 300: Helou et al. 2004 M17: Verstraete et al. 1996

6 L'émission PAH comme outil diagnostic Du fait de l'état thermodynamique des PAHs, le flux dans une bande est un traceur linéaire de la densité locale d'énergie. Roussel et al. 2001 Wu et al. 2001

7 L'émission PAH comme outil diagnostic Comme on dispose de plusieurs bandes on peut essayer de construire des diagnostics plus "fins", type dureté du spectre (ionisation), densité du milieu interstellaire (hydrogénation). 3.3, 8.6 et 11.2µm sont dues à C-H 6.2, 7.6, 7.8µm sont dues à C-C Van Diedenhoven et al. 2004 C 16 à C 54 C 48 et C 54 Bakes et al. 2001 Sources Galactiques

8 L'émission PAH comme outil diagnostic? Malgré de nombreux essais, il reste difficile de tirer des informations physiques des rapports de bandes PAH, au moins au niveau global. M17, Carina, Centre Galactique Chan et al. 2001 Vermeij et al. 2002 LMC SMC

9 Galaxies sans PAHs Bien que les PAHs soient partout, on observe des galaxies dont les spectres MIR sont "lisses": –Noyaux actifs de galaxies –Galaxies naines bleues compactes déficientes en métaux Quels sont les mécanismes de formation des PAHs? Quels sont les mécanismes de destruction des PAHs? L'observation de galaxies "jeunes", du point de vue du développement de leur milieu interstellaire, peut permettre de répondre à ces questions.

10 Formation et destruction des PAHs Un problème (très) complexe, Galliano et al. 2005 L'abondance des PAH semble être liée à la métallicité des galaxies (donc limitée par les processus de formation) Mais la dureté du champ de radiation est elle aussi liée à le métallicité (plus grande transparence à l'UV, biais de sélection vers des galaxies actives). L'abondance des PAH pourrait donc être liée à la dureté du champ de radiation et donc régie par des processus de destruction.

11 Formation et destruction des PAHs Comment mettre tout le monde d'accord Wu et al. 2005: Combinaison des effets de densité et de dureté du champ de radiation ainsi que de la métallicité. O'Halloran et al. 2005: [FeII] est un traceur de choc de supernovae. La cause de la disparition des PAHs serait donc le balayage du milieu interstellaire par les chocs de SN.