Disques Externes : leur intérêt, leurs problèmes

Jonathan Braine Nemesio Rodriguez-Fernandez

Observatoire de Bordeaux

braine@obs.u-bordeaux1.frrodriguez@obs.u-bordeaux1.fr

La proportion de masse sousforme de gaz augmente en s'éloignant du centre. Ainsi,une fraction importante dugaz est dans le disque externe.

Vallejo et al 2002

Corbelli 2003

Et avant z = 0? Prenons la Voie Lactée : pas de fusion majeure sur les derniers 8 Gyr environ d'après les études de la structure stellaireSFR moyen entre z=0 et z=1 >= 5 Msol/an ==> environ 5 x 1010 de gaz transformé en étoilesmais la moitié recycléeAinsi, notre galaxie avait un rapport gaz / étoiles plusieurs fois plus élevé qu'aujourd'hui. Plus généralement la fraction de gaz Fgaz(z=1) >> Fgaz(z=0)et les disques stellaires étaient plus petits dans le passé.

Les disques externes étaient encore plus importants !

Que contient le disque externe ?

D'après les observations jusqu'à maintenant, Mgaz semble dominée par le gaz atomique mais nous savons qu'ily a du gaz moléculaire présent -- masse moléculaire ?? conditions physiques ?Besoin de modélisation -- N. Rodriguez, (E. Gardan) d'observations de qualité -- NB, JB, EG + futur HSO/ALMA

Caractéristiques principales des zones externes -- faible champ de rayonnement (faible densité ?) -- métallicité subsolaire (comme à grand redshift)Zone non-échantillonnée dans l'espace des paramètres==> vérification avec autant de codes que possibleCodes : CLOUDY, Meudon, KOSMA-Tau

NGC 4414

Détection de gaz moléculairedans le disque à 1.5 R25

(Braine & Herpin, Nature 2004)

H2 lié au HI, détection CO là où NHI > 4e20 cm-2

soutien transformation HI --> H2 sans passage bras

Thèse Erwan Gardan :Disques Externes et évolutiongalactique

M 33 (E. Gardan)

The most distant cloud

Star formation region

The "lonely" cloudlittle HI, UV, IR ...

GALEX NUV on Ico

DV 5 km/sMass 104 Msun

CIICI

CO

n=1000

n=630

n=300

n=100

Simulations avec CLOUDY -- N. Rodriguez-Fernandez

Alors que le milieu est entièrement H2, pas de CO pour n<600.

G0=1

Transition HI - H2 àAv ~ .001

n=100

CI

CO

H2

HI

Code de Meudon

n=1000

H2

HI

CI

CO

Code de Meudon

Métallicité

NH2/Ico

n=100

n=1000

G0 0.1, 1

KOSMA-Tau

Métallicité

rouge : n=100

Bleu : n=1000

Résultats préliminaires Sans déplétion sur les grains, les codes sont d'accord qu'à n=1000 qqsoit G0, le CO domine très profondément dans le nuage mais qu'à n=100 c'est le CI bien que le H soit moléculaire. Le seuil dans CLOUDY est à n=600.

Quelle fraction de la masse est à n<600 ?

L'évolution temporelle joue-t-elle un rôle important ?

*** CI/CO très élevé ***

CII/CO aussi

Observations nécessaires

CI -- APEX, HSO, ALMA

CII -- HSO

Structure des nuages -- ALMA, préparation en cours avec les observations IRAM de M33 et le disque externe de la Galaxie.

Intérêt à Bordeaux pour un instrument FIR/submm situé au Dôme C (spectro + continuum).