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50 ans CNES – Formation stellaire et évolution des galaxies 1

Marc Sauvage

CEA/DSM/Irfu/Sap

UMR AIM

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50 ans CNES – Formation stellaire et évolution des galaxies 2

Formation stellaire et évolution des galaxies

•  Une galaxie "évolue" sous l'effet de l'accrétion de gaz via les grandes structures •  Inobservable

•  La réponse interne à cette stimulation externe c'est la formation d'étoiles, l'enrichissement du milieu interstellaire •  Observable

Au début des années 60 l'évolution des galaxies est surtout étudiée via la détermination des populations stellaires Une recherche sur "evolution of galaxies"

trouve 1 article en 1961, 130 en 2010

Structure en matière noire et prédiction de la position des galaxies codées en fonction de leur taux de formation stellaire

Colberg & Diaferio, The GIF project

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La mise en évidence des phases denses du MIS Les régions denses, manifestes par leur effet d'extinction, ont été reconnues rapidement comme des sites privilégiés où rechercher la formation des étoiles.

L'avènement de la radioastronomie à permis de cartographier les régions de gaz dense de notre galaxie.

Davies (1960), découverte de nuages HI associés aux nuages de poussière.

Leiden-Dwingeloo+Parkes in Dame et al. 01

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Premières sources infrarouges

La cartographie des nuages denses en infrarouge révèle la richesse des sources enfouies

Cartes 13CO autour de sources IRAS Casoli et al. 86

Gezari et al. 98: image MIR de la région Orion BN-KL

La confrontation des relevés CO et des catalogues IRAS amène la formation d'un scénario standard

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Age = 104 ans Menv > Mstar

FIR → Submm

Lada & Wiking 1984 André, Ward-Thompson, Barsony 1993

Scénario "classique" de formation stellaire

Age = -106 ans Cœur dense pré-stellaire

FIR → Submm

Age ~ 105- 106 ans Enveloppe

épaisse IR → Submm

Age ~ 106 – 107 ans Disque épais Mdisk ~ 0.01M

V → FIR

Age ~ 107 – 108 ans Disque mince

Mdisk ~ 0.003M V → IR

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Questions en suspens

Biais du voisinage local: peu de régions de formation d'étoiles massives.

•  Origine de la fonction initiale de masse (l'IMF) •  Mécanismes de formation des étoiles massives

Importantes conséquences sur l'évolution des galaxies car (presque) toutes les propriétés déduites des observations dépendent de l'IMF:

•  Taux de formation stellaire déduit de la mesure du nombre d'étoiles ionisantes

•  L'essentiel de la masse stellaire est dans la partie à faible masse (inobservable).

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Herschel et la fonction initiale de masse Omniprésence de la structure filamentaire, quelque soit l'activité de formation stellaire

Aquila

Polaris

La couverture spectrale d'Herschel permet de convertir les cartes de brillance en cartes de densité et température

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Herschel et la fonction initiale de masse

La largeur caractéristique suggère que les filaments se forment sous l'effet de la dissipation de la turbulence interstellaire.

Histogramme de la largeur des filaments

Arzoumanian et al. 11

Fonction de masse initiale des cœurs pré-stellaires

× ε

IMF

CMF

La fonction de masse des cœurs, observés uniquement dans les filaments, est proche de l'IMF, à une efficacité près.

André et al. 11

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Herschel et la formation d'étoiles massives

Cygnus X - Sud M16

Vela (Hill et al. 11)

Programme clef HOBYS (Motte et al.)

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Herschel et la formation d'étoiles massives Détection de cœurs massifs dans les nuages les plus denses (IRDC découverts par MSX et Spitzer) Influence de la dynamique à grande échelle dans la formation des IRDC.

Herschel donne accès à des régions de notre galaxies qui approchent du régime de formation stellaire observable dans les galaxies extérieures.

Nguyen Long et al. 11

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"indices" de l'évolution des galaxies Tolstoy, 11

SFR constant sur 13 Gyr Bleu < 300 Myr, Noir > 8 Gyr

La séquence de Hubble organise la diversité des galaxies selon des critères "évolutifs" (SFR, abondance du MIS, …). L'étude des populations stellaires résolues (e.g. via les CMD, ou l'accès à la 3D comme dans notre Galaxie) révèle l'histoire parfois mouvementée des galaxies.

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La découverte du continent extragalactique infrarouge

Sanders & Mirabel 1996

Arp 220, le prototype des galaxies IR ultralumineuses

LIR > 1012 L⊙ Etoiles Poussières

Dans l'univers local, la seule possibilité d'obtenir des luminosités >1012 L⊙, c'est de réaliser la fusion de plusieurs galaxies.

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Observations de l'évolution des galaxies

Stecker, Puget & Fazio, 1977

Lagache et al. 2005 ARA&A

Le fond diffus extragalactique est l'intégrale de l'émission de toutes les galaxies à toutes les époques.

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Observations de l'évolution des galaxies

Les sondages profonds révèlent les galaxies responsables du fond diffus, mais l'étude multi-longueurs d'onde montre que l'état des galaxies évolue très fortement au cours du temps.

Aussel etl al. 99 – HDF avec ISOCAM

Elbaz et al. 2002

Hubble Deep Field

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Observations de l'évolution des galaxies

Les sondages profonds révèlent les galaxies responsables du fond diffus, mais l'étude multi-longueurs d'onde montre que l'état des galaxies évolue très fortement au cours du temps.

Hubble Deep Field

Aussel etl al. 99 – HDF avec ISOCAM

Caputi et al. 07

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L'apport d'Herschel

La couverture du pic infrarouge révèle les erreurs des précédentes estimations de la luminosité IR.

Elbaz et al. 11 Hwang et al. 11

SPIRE

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Les deux séquences de formation stellaire

Daddi et al. 2010 Rodighiero et al. 2011

Au pic de l'activité de formation stellaire (z≈2), l'essentiel de l'activité est dû à des galaxies plus proches des disques d'aujourd'hui que des "starbursts".

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Perspectives

Herschel achèvera ses observations en février 2013, mais la relève est là:

ALMA va permettre de mieux contraindre les conditions physiques dans lesquelles se déroule la formation stellaire à z = 1-2 .

SPICA permettra via, par exemple [CII], de caractériser les conditions physiques à grand décalage spectral.

© S. Guisard C&E