Les poussires dans l'univers toutes les chelles:les galaxies infrarouges lointainesou Comment hume-t-on les galaxies lointaines ?Le terme "aromatique" associ aux PAHs (hydrocarbones aromatiques polycycliques) vient du fait que les molcules possdant un cycle benznique possdent gnralement une forte odeurPLANL'mission des poussires comme traceur de la formation stellaireLes avantages de l'utilisation de l'mission des PAHs Les inconvnientsLes paradoxes lis aux PAHsLes raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre une variation des spectres IR

Loi de Wien: max(m)=2.898x10-3/T(K) T=5770 K Soleil => 5022

toiles 0B:T>1-6x104 K 500-2900

~totalit dans UV --> IR:

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

Les toiles de M*>10 M : 10% de la masse mais 80 % de la lumire... leur dure de vie est infrieure celle du GMC o elles sont nes=> forte absorption des UV par la poussire

1-L'mission des poussires comme traceur de la formation stellaireau-del de 20 M/yr, les galaxies rayonnent principalement dans l'IR: pour dterminer leur taux de formation d'toiles: soit on corrige les estimateurs classiques de l'extinction (OII, H, UV)soit on utilise des indicateurs non "teints" (radio, MIR, FIR, sub-mm)

Comparaison de l'efficacit des indicateurs de formation stellaire non affects par l'extinctionLa limite de confusion favorise l'IR moyen p.r. au sub-mm et au FIR:Limite de confusion de SCUBA 850 mm= 2 mJy, i.e. 2x1012 Lsol z=1,Limite de confusion de Spitzer 70 mm= 2 mJy, i.e. 4x1011 Lsol z=1,Limite de confusion de Spitzer 24 mm= 30 mJy, i.e. 3x1010 Lsol z=1

Les avantages de l'utilisation de l'mission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantesElle est corrle mieux que 40 % (1-s) avec la luminosit IR totale ( z~0) et cette corrlation a t valide jusqu' z~1.A z~1, une galaxie est 300 fois plus brillante (en densit de flux) 24 mm qu' 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 affect par l'extinction (en dehors des bandes d'absorption des silicates 9.7 et 18 mm).

L'IR moyen est-il un indicateur fiable du SFR ?

Effet de correction K, sur la SED de M82ISOCAM-LW3 (15 mm)correction K

Lir vs L(12 mm)

Lir vs L(6.75 mm)

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

Bibliothque de SEDs ajustant les corrlations entre:l= 0.44, 6.75, 12, 15, 25, 60, 100 & 850 mmChary & Elbaz (2001)

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

Corrlation locale entre LFIR et radio (1.4 GHz)Elbaz et al. (2002)MIRRadioFIRq

Lindicateur HaHaute rsolution recquise pour corriger de labsorption stellaire (Liang et al 04) Les raies de Balmer Ha, Hb, Hg sont corrls avec SFR (Flores et al. 2004):=> confirme IR SFR, mais incertitude importante et SFR(Ha)

La "bosse des PAHs" l~7.7 mm existe bien z~0.7

Les SEDs locaux reproduisent les flux 24 & 15mmElbaz et al. (2005)

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

70% des galaxies z~1 ont L12/L7 et L10/L15 plus faible que la mediane des locales (Marcillac et al. 2006)z~1z~0.6

50 kpc11.35 < log(LIR) < 11.66z=0.456z=1.011z=0.844z=0.841z=0.849z=0.761z=0.838z=0.942morphologie HST-ACS des LIRGs distantes dtectes par ISOCAM Des galaxies en interactions mais pas uniquement...

Les incovnients de l'utilisation de l'mission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantesLa correction-k est trs sensible, donc importance de la bibliothque de SEDs utilise.Les PAHs sont des molcules complexes sensibles plusieurs facteurs: mtallicit, duret du champ de radiation interstellaire, gomtrie de la rgion d'mission.La raie d'absorption des silicates 9.7 mm se situe droite de la bosse 7.7,8.6 mm et gauche de celle 11.3,12.7 mm, d'o une dgnrescence entre mission et absorption pour les galaxies o l'absorption des silicates n'est pas ngligeable (minorit dans l'univers local).

Arp 220: absorption des silicates / mission des PAHs

Rapports de raies PAHs et ionisationm)Origine3.29Aromatic C-H stretch (v=1-0)6.2C-C skeletal deformation7.7C-C skeletal deformations8.6C-H in-plane bend11.3C-H out-of-plane bend (solo mode)11.9C-H out-of-plane bend (duo mode)12.7C-H out-of-plane bend (tri mode)

L'ionisation des PAHs affecte plus les raies lies l'H et donc diminue le rapport entre les raies 11.3 et [6.2,7.7] m. Galliano et al. (05)

Factors of ~2 variations in PAH band relative strengths and equivalent widths!M51, inner few kpc

Les paradoxes lis l'utilisation de l'mission des PAHs comme estimateur de la formation stellaire dans les galaxies distantesIl existe une corrlation entre la luminosit en IR moyen (MIR) et totale IR (TIR), malgr les origines physiques et les localisations diffrentes de ces missions. Cette corrlation prsente une dispersion infrieure 40 % (1-s, Chary & Elbaz 2001)Le rapport des raies PAHs varie l'intrieur d'une galaxie, mais varie peu d'une galaxie l'autre en moyenneLe rapport entre les raies 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).

Les raisons pour lesquelles on pourrait s'attendre une variation des spectres IRMtallicit: Moins de mtaux, moins de poussire produiteMoins de mtaux, moins d'opacit aux UV durs qui dtruisent les PAHs et donc moins d'mission PAH attendue.mtallicit + faible => H/C + fort => 11.3m + fort.Ionisation: plus les PAHs sont ioniss plus le rapport 11.3 (C-H) sur [6.3,7.7 um] (C-C) est faible.Gomtrie: les galaxies distantes contiennent plus de gaz, le dclenchement de la formation d'toiles peut-tre plus efficace et les rgions de formation d'toiles plus diffuses, ce qui entranerait une moins grande destruction des PAHs et donc un plus fort rapport PAH/continuum.Distribution en tailles diffrentes des grains.

Effet de la mtallicitISO data Madden et al. (2005)Spitzer ISOCAM Engelbracht et al. (2005)Destruction plus efficace des PAHs ? Production plus 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 dgnrescence ?

Faut-il rviser les SEDs pour reproduire les comptages ?Lagache et al., 2004

FIN