Astronomie Extragalactique

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 2: ISM (HI, HCours 2: ISM (HI, H, H, H22))

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ISM (Inter-Stellar Medium)

Mélange de gaz et de poussière (Mgaz/Mpoussière ~ 100)

3 phases: cold (~10K), warm (~1000K), hot (>1000K)

Composition: molécules, atomes, ionsDiffus ou petits & gros nuages<densité> = 1 atom/ cm3

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Hydrogène neutre (HI) Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxiesdans les Galaxies

Composante gazeuse importante parce que:Étoiles s’y formentÉvolution des étoiles rejette le gaz

enrichiRaies d’émission pour tracer le potentiel

Raie HI à 21 cm

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Hydrogène neutre (HI) Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxiesdans les Galaxies

Atome d’hydrogène a 2 états dans son ground level, séparés par leur couplage spin-orbite

Les spins parallèles ont une énergie plus grande que les spins anti–parallèles

Le decay produit l’émission d’un photon à 1420.406 MHz.

Spin-flip par collisionDecay ~ 107 années

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Hydrogène neutre (HI) Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxiesdans les Galaxies

HI est optiquement mince, de sorte que la masse HI peut être calculée à partir du flux mesuré dans le faisceau

•S = flux radio en Jy•Vr = vitesse en km/sec•D = distance en Mpc

TB = brightness Temp. in K

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Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

Puche, D., Carignan, C. & Bosma, A. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990)

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Hydrogène neutre (HI) Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxiesdans les Galaxies

(Meurer, G.R., Carignan, C., Beaulieu, S. & Freeman, K.C. 1996)

NGC 2915-BCDOptique: AATRadio: ATCA

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Hydrogène neutre (HI) Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxiesdans les Galaxies

Radio: WSRT& DRAO

NGC 6946

Carignan et al. 1990

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Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

Galaxie Circinus – données ATCA2 MASS image

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Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

Contenu en HI pour différents types a) Rapport masse HI / masse totale

b) Rapport M/LB

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Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

Contenu relatif HI vs morphological type

MHI/LB est souvent utilisé pour comparer à d’autres paramètres galactiques

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Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

HI-deficiency dans le Virgo cluster.

MHI/LB versus luminosité bleue.

Un grand nombre des galaxies de Virgo ont un MHI/LB beaucoup plus petit qu’attendu pour leur luminosité.

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Relation TF HI

La relation de Tully-Fisher : largeur du profil HI V vs. magnitude absolue pour les galaxies spirales [Tully, R.B., & Fisher, J.R. Astron. Astrophys. 54

(1977) 661].

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Relation de TF en HI La relation « bleue » de

Tully-Fisher - logarithme de la magnitude absolue bleue corrigée M0,iB,T versus logarithme de la largeur de ligne corrigée HI v0,i – pour un échantillon de galaxies proches.

Les galaxies naines montrent une plus grande dispersion due aux incertitudes sur leur inclinaison.

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H in galaxies

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H in galaxies

Les * OB et les régions HII ionisées par ces étoiles marquent très bien les bras spiraux

NGC 5427, *OB tracent SFR

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H in galaxies

NGC 628

FaNTOmMOmM

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H in galaxies

Les galaxies près du centre ont perdu du gaz par ram pressure du IGM (semblable à la situation avec le HI)

(Chemin 2004)

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H2 (via CO) in galaxies

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H2 (via CO) in galaxies

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H2 (via CO) in galaxies

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H2 (via CO) in galaxies

Co (H2) semble distribué comme les étoiles

Pas surprenant car c’est dans les nuages H2 que les étoiles se forment

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H2 (via CO) in galaxies

Contours CO superposés sur une image HST

Trace très bien les contours des bras spiraux

Aalto et al. 1999

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H2 (via CO) in galaxies

(Sakamoto et al. 1999)

Dsik-dominated – galaxies normalesNuclear dominated – galaxies actives

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H2 (via CO) in galaxies

• H2 via CO est intéressant mais:le taux de conversion H2/CO peut varier en

fonction du type morphologique le taux de conversion H2/CO peut varier en

fonction du rayon dans la galaxie ne peut être utilisé dans les galaxies naines p.e.

si les abondances de C et O sont faibles (non-détection du CO ne veut rien dire sur la présence du H2)