Les poussières dans l'univers à toutes les échelles:

les galaxies infrarouges lointainesou

Comment hume-t-on les galaxies lointaines ?

Le terme "aromatique" associé aux PAHs (hydrocarbones Le terme "aromatique" associé aux PAHs (hydrocarbones aromatiques polycycliques) vient du fait que les aromatiques polycycliques) vient du fait que les molécules possédant un cycle benzénique possèdent molécules possédant un cycle benzénique possèdent généralement une forte odeur…généralement une forte odeur…

PLANPLAN

1.1.L'émission des poussières comme traceur de la L'émission des poussières comme traceur de la formation stellaireformation stellaire

2.2.Les avantages de l'utilisation de l'émission des Les avantages de l'utilisation de l'émission des PAHs PAHs

3.3.Les inconvénientsLes inconvénients

4.4.Les paradoxes liés aux PAHsLes paradoxes liés aux PAHs

5.5.Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre à une variation des spectres IRà une variation des spectres IR

Loi de Wien: Loi de Wien: maxmax(m)=2.898x10(m)=2.898x10-3-3//

T(K) T(K) T=5770 K Soleil => 5022 ÅT=5770 K Soleil => 5022 Å

étoiles 0B:T>1-6x10étoiles 0B:T>1-6x1044 K K 500-2900Å500-2900Å

~totalité dans UV --> ~totalité dans UV --> IR:IR:

SFR= 1.71x10SFR= 1.71x10-10-10 x [L(UV) x [L(UV)+L(IR)]+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

1-L'émission des poussières comme traceur de la formation stellaire

SFR = 20 Myr-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)

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 850 850 mm= 2 mJy, i.e.

2x102x101212 Lsol à z=1 Lsol à z=1,Limite de confusion de Spitzer à 70 70 mm= 2 mJy, i.e.

4x104x101111 Lsol à z=1 Lsol à z=1,Limite de confusion de Spitzer à 24 24 mm= 30 Jy, i.e.

3x103x101010 Lsol à z=1 Lsol à z=1

Les avantages de l'utilisation de l'émission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire

dans les galaxies distantes

1.1. Elle est corrélée à mieux que 40 % (1-Elle est corrélée à mieux que 40 % (1-) avec ) avec la luminosité IR totale (à z~0) et cette la luminosité IR totale (à z~0) et cette corrélation a été validée jusqu'à z~1.corrélation a été validée jusqu'à z~1.

2.2. A z~1, une galaxie est 300 fois plus A z~1, une galaxie est 300 fois plus brillante (en densité de flux) à 24 brillante (en densité de flux) à 24 m qu'à m qu'à 21 cm (1.4 GHz, continu radio).21 cm (1.4 GHz, continu radio).

3.3. La limite de confusion favorise l'IR moyen La limite de confusion favorise l'IR moyen d'un facteur x10 (x100) p.r. au FIR (au sub-d'un facteur x10 (x100) p.r. au FIR (au sub-mm).mm).

4.4. elle se situe dans l'infrarouge moyen, peu elle se situe dans l'infrarouge moyen, peu affecté par l'extinction (en dehors des affecté par l'extinction (en dehors des bandes d'absorption des silicates à 9.7 et 18 bandes d'absorption des silicates à 9.7 et 18 m).m).

CFRS 14.1139

SFR= 125 M/yr

M101 (Spirale)SFR= 1.8 Msol/yr

NGC 5018Elliptique

IR moyenIR lointainvisible

poussièreétoiles

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)

Effet de correction K, sur la SED de M82

ISOCAM-LW3 (15 m)

correction K

8 1000 micronsL[IR]

z ~ 0ISOCAM-LW3

15 m vs IR

z ~0.5 équivalent à IRAS 12 m

IR vs IRAS 12mLir vs L(12 m)

z ~1 équivalent àISOCAM-LW2

Lir vs L(6.75 m)

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

Bibliothèque de SEDs ajustant les corrélations entre:

= 0.44, 6.75, 12, 15, 25, 60, 100 & 850 m

Chary & Elbaz (2001)

Corrélation locale entre LFIR et radio (1.4 GHz)

Anantharamaiah et al. (2000)

Corrélation locale entre LFIR et radio (1.4 GHz)

Elbaz et al. (2002)

MIRMIR

RadioRadioFIRFIR

““q”q”

L’indicateur H

Haute résolution recquise pour corriger de l’absorption 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<SFR(IR) aux gds SFR

La "bosse de

s PAHs" à ~

7.7 m exist

e bien à z~0

.7

Les SEDs loc

aux reprodui

sent les flu

x 24 & 15m

Elbaz et al. (2005)

Elbaz et al. (2002)

Fraction du CIRB résolue par les galaxies MIR ~70 %

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

50 kpc

11.35 < log(LIR) < 11.66

z=0.456 z=1.011 z=0.844 z=0.841

z=0.849 z=0.761

z=0.838

z=0.942

morphologie HST-ACS des LIRGs distantes détectées par ISOCAM Des galaxies en interactions mais pas

uniquement...

Les incovénients de l'utilisation de l'émission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes

1.1. La correction-k est très sensible, donc La correction-k est très sensible, donc importance de la bibliothèque de SEDs importance de la bibliothèque de SEDs utiliséeutilisée..

2.2. Les PAHs sont des molécules complexes Les PAHs sont des molécules complexes sensibles à plusieurs facteurs: métallicité, sensibles à plusieurs facteurs: métallicité, dureté du champ de radiation interstellaire, dureté du champ de radiation interstellaire, géométrie de la région d'émissiongéométrie de la région d'émission..

3.3. La raie d'absorption des silicates à 9.7 La raie d'absorption des silicates à 9.7 m m se situe à droite de la bosse à 7.7,8.6 se situe à droite de la bosse à 7.7,8.6 m m et à gauche de celle à 11.3,12.7 et à gauche de celle à 11.3,12.7 m, d'où m, d'où une dégénérescence entre émission et une dégénérescence entre émission et absorption pour les galaxies où l'absorption absorption pour les galaxies où l'absorption des silicates n'est pas négligeable des silicates n'est pas négligeable (minorité dans l'univers local).(minorité dans l'univers local).

Arp 220: absorption des silicates / émission des PAHs …

Rapports de raies PAHs et ionisation

m)m) OrigineOrigine

3.293.29 Aromatic C-H stretch (v=1-0)Aromatic C-H stretch (v=1-0)

6.26.2 C-C skeletal deformationC-C skeletal deformation

7.77.7 C-C skeletal deformationsC-C skeletal deformations

8.68.6 C-H in-plane bendC-H in-plane bend

11.311.3 C-H out-of-plane bend (solo mode)C-H out-of-plane bend (solo mode)

11.911.9 C-H out-of-plane bend (duo mode)C-H out-of-plane bend (duo mode)

12.712.7 C-H out-of-plane bend (tri mode)C-H out-of-plane bend (tri mode)

L'ionisation des PAHs affecte plus les raies liées à L'ionisation des PAHs affecte plus les raies liées à l'H et donc diminue le rapport entre les raies à l'H et donc diminue le rapport entre les raies à 11.3 et [6.2,7.7] 11.3 et [6.2,7.7] m. m.

Galliano et al. (05)

Factors of ~2 variations in PAH band relative strengths and equivalent widths!

M51, inner few kpc

Les paradoxes liés à l'utilisation de l'émission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantes

1.1. Il existe une corrélation entre la Il existe une corrélation entre la luminosité en IR moyen (MIR) et totale IR luminosité en IR moyen (MIR) et totale IR (TIR), malgré les origines physiques et (TIR), malgré les origines physiques et les localisations différentes de ces les localisations différentes de ces émissions. Cette corrélation présente une émissions. Cette corrélation présente une dispersion inférieure à 40 % (1-dispersion inférieure à 40 % (1-, Chary & , Chary & Elbaz 2001)Elbaz 2001)

2.2. Le rapport des raies PAHs varie à Le rapport des raies PAHs varie à l'intérieur d'une galaxie, mais varie peu l'intérieur d'une galaxie, mais varie peu d'une galaxie à l'autre en moyenned'une galaxie à l'autre en moyenne

3.3. Le rapport entre les raies à 11.3 et Le rapport entre les raies à 11.3 et [6.3,7.7 um] augmente quand on se [6.3,7.7 um] augmente quand on se rapproche du centre de la galaxies M51 rapproche du centre de la galaxies M51 (carte Spitzer du programme Legacy SINGS).(carte Spitzer du programme Legacy SINGS).

Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre à une variation des spectres IR

1.1. Métallicité: Métallicité: – Moins de métaux, moins de poussière produiteMoins de métaux, moins de poussière produite– Moins de métaux, moins d'opacité aux UV durs qui Moins de métaux, moins d'opacité aux UV durs qui

détruisent les PAHs et donc moins d'émission PAH détruisent les PAHs et donc moins d'émission PAH attendue.attendue.

– métallicité + faible => H/C + fort => 11.3métallicité + faible => H/C + fort => 11.3μμm + fort.m + fort.

2.2. Ionisation:Ionisation: plus les PAHs sont ionisés plus le plus les PAHs sont ionisés plus le rapport 11.3 (C-H) sur [6.3,7.7 um] (C-C) est rapport 11.3 (C-H) sur [6.3,7.7 um] (C-C) est faible.faible.

3.3. Géométrie:Géométrie: les galaxies distantes contiennent les galaxies distantes contiennent plus de gaz, le déclenchement de la formation plus de gaz, le déclenchement de la formation d'étoiles peut-être plus efficace et les d'étoiles peut-être plus efficace et les régions de formation d'étoiles plus diffuses, régions de formation d'étoiles plus diffuses, ce qui entraînerait une moins grande ce qui entraînerait une moins grande destruction des PAHs et donc un plus fort destruction des PAHs et donc un plus fort rapport PAH/continuum.rapport PAH/continuum.

4.4. Distribution en tailles différentes des grains.Distribution en tailles différentes des grains.

Effet de la métallicité

ISO data ISO data

Madden et al. (2005)Madden et al. (2005)Spitzer ISOCAM Spitzer ISOCAM

Engelbracht et al. (2005)Engelbracht et al. (2005)

Destruction plus efficace des PAHs ? Production plus Destruction plus efficace des PAHs ? Production plus faible ?faible ?

PAHs dans les ULIRGs distantes…(Yan et al 05) z=1.8 - 2.4, L(IR)= qq 1012 Lsol

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

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

Faut-il réviser les SEDs pour reproduire les comptages ?…

Lagache et al., 2004

FIN