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Université d'Aix-Marseille L'univers L'univers des des étoiles massives étoiles massives Habilitation à Diriger des Recherches 12 Mars 2013 Présentée par Delphine Russeil Jury composé de: P. Amram V. Buat G. Joncas (rapporteur) E. Le Coarer Q. Parker (rapporteur) R. Stamm A. zavagno LAM/OAMP – Université d'Aix-Marseille 1

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Université d'Aix-Marseille

L'univers L'univers des des

étoiles massivesétoiles massives

Habilitation à Diriger des Recherches12 Mars 2013

Présentée parDelphine Russeil

Jury composé de:P. AmramV. BuatG. Joncas (rapporteur)E. Le CoarerQ. Parker (rapporteur)R. StammA. zavagno

LAM/OAMP – Université d'Aix-Marseille

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Table des matièresCadre Général ......................................................................................................................................3I) Les étoiles massives comme traceurs de la structure de notre Galaxie.............................................4

I. 1) Notre Galaxie: historique.........................................................................................................4I. 2) Notre Galaxie une Galaxie spirale...........................................................................................5

Caractéristiques des galaxies spirales.........................................................................................6I. 3) Notre Galaxie: sa structure spirale...........................................................................................7

Généralités...................................................................................................................................7Tracer les bras spiraux de notre Galaxie.....................................................................................8La notion de complexe................................................................................................................9Les écarts à la rotation circulaire...............................................................................................13Le sondage Het la structure spirale de notre Galaxie............................................................14La structure à 4 bras de notre Galaxie: historique et vision récente..........................................22Deux ou quatre bras? Notre Galaxie vue en infrarouge............................................................24Perspectives...............................................................................................................................24

II) La formation des étoiles massives.................................................................................................26La contribution d'Herschel........................................................................................................26Perspectives...............................................................................................................................32

III) Les étoiles massives et leur région HII: Cinématique des régions HII ........................................33RCW108 (Comeron et al. 2005)...............................................................................................33RCW82 (Pomarès et al. 2009)..................................................................................................36RCW107....................................................................................................................................38Perspectives...............................................................................................................................40

IV) Etude statistique de la formation des étoiles massives dans notre Galaxie .................................41La contribution du sondage HiGAL..........................................................................................41Perspectives...............................................................................................................................46

V) Etude statistique de la distance des étoiles OB et distance des régions HII..................................48Etat de l'art................................................................................................................................48Etoiles OB dans la direction de NGC 6334 et NGC 6357........................................................50Perspectives...............................................................................................................................52

VI) Quel type de structure spirale pour notre Galaxie ?.....................................................................53Discussion.................................................................................................................................53Perspectives...............................................................................................................................58

CONCLUSION...................................................................................................................................59Remerciements...................................................................................................................................60Références..........................................................................................................................................61

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Cadre Général

Le but de ce document est de présenter une revue des travaux auxquels j'ai participé de façonsignificative depuis ma thèse et qui visent à quantifier l'impact des étoiles massives dans lastructuration de notre galaxie et à terme des galaxies extérieures. Ce document se présente sous laforme d'une présentation synthétique de mes principaux résultats ainsi que de leur mise enperspective dans le cadre plus général des recherches nationales et internationales sur le sujet.

L'étude de la Voie Lactée en tant que galaxie a connu un fort essor dans les années 60-70 avecl'arrivée des premiers sondages du plan Galactique dans le domaine radio et optique (H). Dans cecadre, le problème de la détermination de la distance des traceurs (régions HII plusparticulièrement), de la structure des bras et de la courbe de rotation s'est vite posé notamment en cequi concerne la résolution de l'ambiguïté des distances pour les sources à l'intérieur du cerclesolaire. La combinaison des données radio et optique a permis de résoudre pour un grand nombre derégions HII cette ambiguïté. Un long et fastidieux travail de détermination des distances des régionsHII a alors été mené : pour chaque région il a fallu identifier les étoiles excitatrices, déterminer lavitesse systémique, corriger des écarts à la rotation, résoudre l'incertitude des distances ..etc.Ce travail mené par Y.M. Georgelin et résumé dans sa thèse a permis en 1976 le premier tracécohérent de la structure spirale à 4 bras de notre Galaxie.Cette étude qui a été menée en partie grâce à l'interféromètre de Pérot-Fabry à ordre fixe quipermettait d'accéder à la vitesse du gaz ionisé visible en H, a ouvert la voie a un nouveau sondage :la sondage H du plan galactique Sud avec un Pérot-Fabry à balayage. Les avancées technologiquesen informatique ont permis le développement de cet instrument (l'instrument CIGALE) dans lesannées 80 par l'équipe interférométrie de l'observatoire de Marseille. Au début des années 90avaient lieu les premières lumières du sondage, et c'est dans ce cadre qu'en 1995 j'ai débuté ma thèseportant sur l'analyse de ces données dans le but de préciser la structure spirale de notre Galaxie.Avec Y.M. Georgelin nous avons analysé plus de 300 cubes, grâce aux programmes spécifiquesdéveloppés par E. Lecoarer, complétés par des observations moléculaires au SEST (observationsmenées en collaboration avec A. Castets) et des données multi-longueur d'onde de la littérature.L'effort commun des différents membres de l'équipe a permis de quasiment boucler la couverturedes zones prévues. Nous avons alors en 2003 pu retracer la structure spirale de notre Galaxie grâce àl'établissement d'un catalogue de 481 complexes de formation stellaire. Nous avons ainsi précisé etrallongé le tracé des 4 bras spiraux de notre Galaxie et visualisé son gauchissement spatial. En parallèle la thématique galactique commençait à revenir au centre des préoccupations del'astronomie mondiale via l'apparition de sondages tel que le sondage photographique H du plangalactique sud à l'AAO. C'est dans ce cadre que j'ai effectué mon premier post-doc pour participer àce sondage sous la direction de Q. Parker. Les superbes images à haute résolution spatiale et à trèsgrand champ (28deg² sur le ciel par pointé) ont permis la détection de nombreuses nouvellesnébuleuses planétaires, doublant ainsi le nombre de tels objets connus jusqu'alors (projet MASHParker et al. 2006). Pendant ce temps, le domaine de longueur d'onde infrarouge commençait àprendre son essor grâce au développement technique notamment lié au satellite ISO. C'est dans cecadre que j'ai effectué un post-doc a Helsinki, sous la direction de K. Matilla, sur l'étude de L1642un nuage translucent. L'étude reposait sur l'exploitation de données ISO et de données moléculairesobtenues au SEST. J'ai notamment utilisé la méthode de décomposition en composantes principales,initialement appliquée à nos données , pour analyser les données des raies moléculaires (Russeilet Castets, 2004). L'arrivée du satellite Herschel a fini de replacer la thématique de l'étude de notre Galaxie au centredes préoccupations à travers en particulier l'étude de la formation stellaire massive. Je me suis ainsiimpliquée dans les programmes galactiques d'Herschel tels que HOBYS et HiGAL. Ce satellite etses instruments sont en train de révolutionner notre vision de la structuration de la poussière dans la

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Voie Lactée, de la formation des étoiles, de la structure des parties centrales de notre galaxie ...etc..En parallèle l'ère des grands sondages (e.g. HiGAL, MSX, AKARI, SPITZER, 2MASS, NANTEN,GAIA, VISTA, ATLASGAL ... etc) révolutionne et révolutionnera encore dans les années à venirnotre approche multi-longueur d'onde de la structure Galactique.Je propose maintenant de détailler mes contributions à ces sujets.

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I) Les étoiles massives comme traceurs de la structure denotre Galaxie

I. 1) Notre Galaxie: historique

Cette entité a longtemps eu le statut Universel tenu aujourd'hui par l'Univers et a été l'Oméga denombreux chercheurs depuis la renaissance, depuis l'époque où nous avons enfin réalisé que ni laTerre ni le Soleil n'avaient le statut de centre de l'Univers. Même de nos jours, une grande partie desbases de l'astrophysique tirent leur substance du terreau galactique et il est d'ailleurs cocasse denoter que dans une bonne partie des illustrations des manifestations cosmologiques continuent defigurer des paysages galactiques. Malgré ces siècles d'étude, le sujet n'est pas clos et d'importantsprogrès restent à faire, même dans des sujets aussi basiques que le nombre de bras dont est pourvucet univers-île. De fait, et depuis longtemps, les astronomes se sont penchés sur l'étude de lastructure de notre Galaxie. Ce n'est qu'en 1610 que Galilée, avec l'invention de la lunette, observapour la première fois que la Voie Lactée était en fait, non pas fluide comme on le pensait alors àl'époque, mais était constituée d'un nombre incommensurable d'étoiles. En 1750, Thomas Wrightimagina que les étoiles de la Voie Lactée formaient une structure aplatie dans laquelle se trouvaitnotre Soleil. Il faut malgré tout attendre la fin du XVIII siècle pour que William Herschel effectue lapremière étude scientifique de notre Galaxie et abandonne la vision héliocentrique du systèmegalactique. Postulant que les étoiles étaient réparties de manière uniforme et étaient toutesidentiques et observables, il effectua des comptages d'étoiles dans exactement 683 directions. Eneffet, le nombre d'étoiles dans une direction donnée étant proportionnel à l'extension de la Galaxiedans cette direction, il était alors possible d'accéder à la distribution des étoiles et donc à la forme etl'étendue de notre Galaxie. Il montra ainsi que la Galaxie était un disque aux contours irréguliers, etque le Soleil n'occupait donc pas le centre de ce système. Avec le développement des méthodesspectroscopiques et de la photographie, de nouvelles observations devenaient possibles. Ainsi vers1901, Kapteyn ré-appliqua la méthode des comptages d'étoiles dans quelques 200 directions à partirde plaques photographiques collectées à travers le monde, en y ajoutant des mesures de brillance, demouvements propres, de vitesses radiales et des estimations du type spectral. Mais, ne prenant pasen compte l'absorption due au milieu interstellaire (qui vient biaiser la détermination de la distancedes étoiles), son modèle était similaire à celui de W. Herschel. Il y ajouta malgré tout une échelle dedistance, en estimant que notre Galaxie était 5 fois plus longue dans la direction du plan galactiqueque perpendiculairement à celui-ci. Ce n'est qu'en 1917 que H. Shapley, par l'étude de la distributiondes amas globulaires, donna une idée correcte des dimensions de la Galaxie en estimant à 10 kpc ladistance du Soleil au centre galactique.En parallèle, en 1914, V. Sliper montra que les galaxies sont en rotation et H. Hubble montra en1923, en découvrant des céphéides dans la galaxie d'Andromède, que les galaxies sont en fait desobjets extra-galactiques. Ces découvertes posent les bases de l'échelle des distances et suggèrentainsi que la Galaxie n'est qu'une entité parmi les autres.Les premiers modèles décrivant la rotation de notre Galaxie sont le travail de B. Lindblad en 1926.Il propose que le Soleil et les étoiles de faible vitesse présentent une rotation circulaire autour ducentre galactique. En particulier, J.H. Oort développe une théorie cinématique en accord avec lesobservations, dans laquelle la rotation est différentielle. Ainsi la représentation de notre Galaxietend vers une structure spirale. Parallèlement, dès 1920, il est communément accepté que la matière interstellaire absorbant lalumière des étoiles existe dans notre Galaxie, mais ce n'est qu'en 1930 que les travaux de R.JTrumpler, basés sur des mesures de couleurs, de brillances et de types spectraux d'amas galactiquesmontrent que le rayonnement est d'autant plus atténué que l'étoile est loin de nous. Les poussières,en absorbant la lumière dans le visible et l'ultra-violet, gênent la connaissance de notre Galaxie enrendant inaccessibles les régions lointaines. Heureusement, le voile put être levé grâce aux radio-télescopes et notamment la découverte en 1951 de la raie de l'hydrogène atomique à 21 cm. Lesondes radio, n'étant pas absorbées par le milieu interstellaire permettent de sonder à grande distance

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notre Galaxie. C'est à la longueur d'onde 21cm que la structure spirale de notre Galaxie est pour lapremière fois mise en évidence. Cela donne lieu à un premier modèle à 2 bras fortement enroulés ditmodèle de Leiden-Sydney. Mais cette représentation des bras n'est pas précise car l'hydrogèneatomique ne présente qu'un faible contraste bras-interbras.

I. 2) Notre Galaxie une Galaxie spirale

L'étude des galaxies extérieures permet d'en identifier les différentes composantes. Les étoiles dunoyau sont principalement des géantes rouges tandis que les étoiles bleues lumineuses sont plutôtdistribuées dans les bras spiraux. Dans notre Galaxie, les objets sont classés en deux catégories: lesobjets de population I, associées aux bras spiraux, regroupant entres autres les jeunes étoileschaudes (étoiles O et B), les amas et les régions d'hydrogène ionisé (régions HII) et les objets depopulation II peuplant la composante sphéroïdale (noyau + bulbe + halo ) dont les amas globulairesont les principaux exemples. Les objets de population I peuvent donc être choisis comme traceursde la structure spirale.

Caractéristiques des galaxies spirales

L'observation des galaxies spirales en général nous montre qu'elles peuvent être caractérisées parquatre principaux aspects.

– Une structure aplatie: les galaxies spirales sont des systèmes dit à disque. C'est à dire que lesconstituants (étoiles, gaz, poussière) de la galaxie (hors des parties centrales où se trouve lebulbe) se distribuent de manière privilégiée dans un disque dont l'épaisseur est très inférieure àson diamètre.

– Une composition riche en gaz: contrairement aux galaxies elliptiques, les galaxies spirales sontriches en gaz, poussière et étoiles jeunes.

– Des bras spiraux: les galaxies spirales présentent des zones de sur-densité du gaz où se formenten grande partie les étoiles de toutes masses (dont des étoiles massives et chaudes). Ces sur-densités tracent les bras spiraux.

– Un système en rotation: les galaxies spirales sont en rotation. Tous les objets du disque sont enrotation autour du centre de la galaxie. Cette rotation suit une loi de vitesse (courbe vitesse enfonction de la distance au centre nommée courbe de rotation) de forme bien particulièrecorrespondant à une rotation dite différentielle.

La vision actuelle de notre Galaxie identifie, comme pour les galaxies extérieures, une composantesphéroïdale et un disque. Chacun de ces deux éléments présente des constituants stellaires et nonstellaires et des propriétés dynamiques et cinématiques qui leur sont propres. La composantesphérique, qui contient la plus grande partie de la masse galactique mais qui est peu lumineuse, estelle-même divisée en trois sous structures: le noyau ( diamètre ~3pc), le bulbe (~ 3kpc de rayon) etle halo (rayon >= 30 kpc). Le bulbe est peuplé d'étoiles âgées dont la rotation est faible maisprésente une grande dispersion de vitesse. Le disque quant à lui est un système plat (environ 200 pcd'épaisseur) s'étendant selon le plan galactique jusqu'à un rayon de 20 kpc, où les étoiles vieilles peulumineuses se répartissent plus ou moins uniformément et où les étoiles jeunes se localisentpréférentiellement dans les bras spiraux. Ce disque, beaucoup moins massif que la composantesphérique est pourtant beaucoup plus lumineux, grâce justement à ces étoiles jeunes et massives,sources importantes de photons ionisants aptes à rendre lumineux leur environnement parl'intermédiaire des régions HII. De plus la rotation des objets du disque est rapide et de faible dispersion de vitesse. On peutdéterminer ainsi la courbe de rotation des galaxies qui a une forme typique avec une croissancelinéaire du type rotation en corps solide dans la partie centrale et un plateau traduisant une rotationdifférentielle dans le reste du disque. Pour notre Galaxie, une telle courbe de rotation a été établiepar différents moyens: vitesse tangente de la raie HI ou CO, distance stellaire de régions HII et

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nébuleuses par réflexion ...Nous avons comparé les différentes courbes de rotation pour notre Galaxie (Russeil, 1998) etprivilégié celle établie par Brand et Blitz (1993). L'avantage de cette courbe de rotation est qu'elleest établie à partir de données localisées dans les 4 quadrants galactiques et mélange les différentessondes (HI, CO et régions HII) ce qui permet d'avoir une courbe de rotation plus représentative de larotation générale de notre Galaxie. Quoiqu'il en soit la courbe de rotation de notre Galaxie (fig. I.1)a de toute évidence la forme typique d'une galaxie spirale.

Figure I.1: Courbe de rotation de notre Galaxie (Brand et Blitz, 1993).

La vision multi-longueur d'onde des galaxies spirales nous permet de mettre en évidence lesmeilleurs traceurs des bras spiraux. Les bras spiraux se dessinent clairement dans les longueursd'onde extrême UV (FUV: e.g. satellite GALEX), H, CO, et infrarouge lointain (FIR au delà de60 m). Chaque longueur d'onde correspond à un traceur spécifique : le FUV est l'émission desétoiles OB, le H est l'émission du gaz ionisé par les étoiles OB, le CO trace les nuagesmoléculaires où naissent les étoiles et le FIR est l'émission des poussières froides et des poussièreschauffées par les régions HII, lesquelles poussières sont étroitement mélangées avec les gaz dans lesnuages moléculaires. Inversement l'émission dans le proche IR (par exemple les bandes J, H et K)est un moins bon traceur de la structure spirale. En effet les bras ne présentent qu'un faible contrasteà ces longueurs d'onde à cause principalement du fait que l'émission NIR est dominée par l'émissiondes étoiles peu massives et largement distribuées dans l'ensemble du disque. Malgré tout le procheinfrarouge (aux longueurs d'onde du satellite Spitzer: 3.5 et 4.5 m) trace les bras stellaires, sourcede la composante asymétrique du potentiel gravitationnel. On notera aussi qu'à 8 m, émissionprincipale des PAHs («Polycyclic aromatic hydrocarbon»), de nombreuses structures plus ou moinsfilamentaires sont observées dans tout le disque. On ne peut donc pas utiliser cette longueur d'ondepourtant traceur de poussière, pour l'étude précise des bras. En parallèle, l'émission du gaz atomiqueHI n'est pas utilisable pour l'étude des structures spirales des bras à cause de son faible contrastebras-inter-bras. Par contre, le HI permet de visualiser les bras dans les parties externes des galaxies.

Nous pouvons donc conclure que l'étude des galaxies extérieures permet de sélectionner les bonstraceurs des bras:

- les étoiles jeunes et massives (étoiles O,B) sous forme d'amas, d'associations ou individuelles- les régions HII excitées par ces étoiles OB qui émettent principalement la raie rouge del'hydrogène Balmer- (n=3-2).- Les nuages moléculaires parents où se sont formées les étoiles principalement observables dansle domaine radio (e.g. par les raies de CO)

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I. 3) Notre Galaxie: sa structure spirale

Généralités

Il est très facile de se rendre compte que notre galaxie est une galaxie spirale. L'observation seule dela Voie Lactée permet déjà de voir que notre galaxie répond aux deux premiers critères caractérisantles galaxies spirales:

- La Voie Lactée est une bande lumineuse qui se détache sur le ciel. C'est en fait le disque denotre Galaxie vu depuis l'intérieur. Son épaisseur réduite par rapport à l'ensemble du ciel soulignebien « l'aspect disque » de notre Galaxie.

- L'observation visuelle de la Voie Lactée montre aussi qu'elle est parsemée de zonessombres plus ou moins étendues. Ces zones correspondent à de la poussière (qui absorbe la lumièredes étoiles d'arrière plan). De plus on y observe des nébuleuses brillantes (e.g. nébuleuse d'Orion)qui sont du gaz ionisé par des étoiles jeunes et massives (étoiles O, B). Cela montre que notreGalaxie contient énormément de gaz et de poussière. En plus des étoiles excitatrices des nébuleusesbrillantes (dites régions HII) on y observe aussi de nombreux amas ouverts. Ces étoiles sont desétoiles jeunes. La composition de notre Galaxie est donc caractéristique des galaxies spirales.

De même, la courbe de rotation de notre Galaxie a la forme typique des courbes de rotation desgalaxies spirales. Il n'y a donc plus aucun doute sur le fait que notre Galaxie est une spirale. Le« challenge » actuel réside maintenant dans la détermination de la structure des bras; de nombreuxchercheurs s'y attèlent depuis environ 50 ans. Du fait de notre position à l'intérieur de la VoieLactée, il est très difficile de reconstruire la structure spirale car toute l'information le long de laligne de visée est superposée. En effet, par exemple 2 objets vus proches sur le plan du ciel ne sont,la plupart du temps, pas à la même distance. Tracer la structure des bras de notre Galaxie revient àessayer de tracer le plan d'une ville depuis une position fixe à l'intérieur.

Si les observations semblent montrer que notre Galaxie possède 4 bras, cela la rend particulière,(mais pas unique) dans le sens où la majorité des galaxies spirales de l'univers local sont desgalaxies avec 2 bras. Pour mieux comprendre cette problématique nous présentons ici la méthodologie utilisée pourétablir la structure spirale de notre Galaxie qui se résume comme suit: (1) sélectionner les bonstraceurs et (2) les replacer en distance afin d'accéder à leur distribution spatiale.

Tracer les bras spiraux de notre Galaxie

Pour déterminer la structure des bras de notre Galaxie il est nécessaire de reconstruire leur tracépoint par point à la façon d'un géographe de l'ancien temps qui traçait les contours des côtes pourdéterminer la morphologie des continents.

Choix du bon traceur: L'étude des galaxies montre (voir ci-dessus) que les meilleurs traceurs des bras sont les objetsjeunes: étoiles OB, régions HII (et nuages moléculaires associés) , amas ouverts. A l'inverse lesnébuleuses planétaires et les amas globulaires (étant des objets âgés) ne sont pas de bons traceurs etne peuvent donc pas être utilisés pour l'étude précise des bras spiraux de notre galaxie.

Méthode pour tracer les bras:La méthode pour reconstruire le tracé des bras est assez simple, au moins dans le concept:

– Répertorier l'ensemble des objets jeunes– Calculer leur distance héliocentrique– Porter les objets sur un graphique pour visualiser le résultat.

On voit donc que tout repose sur la détermination des distances de ces objets. Il existe deux grandesméthodes pour calculer la distance des objets qui permettent de déterminer soit la distance dite

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stellaire soit la distance dite cinématique. Notons qu'il existe une troisième méthode pourdéterminer la distance d'objet en astronomie: c'est la distance basée sur la mesure de la parallaxe(telles les parallaxes mesurées par le satellite Hipparcos). Ces distances parallactiques ne sont,jusqu'à présent (voir plus loin les progrès potentiels du satellite GAIA) déterminables que pour desobjets très proche (de l'ordre de quelques centaines de parsecs au maximum). Or nous voulonsdéterminer des distances à l'échelle de la Galaxie (~10 kpc).

La distance stellaire: La distance stellaire nécessite l'observation du spectre de l'étoile et de ses magnitudes dans au moins3 filtres différents (U, B, V). Le spectre permet de déterminer le type spectral de l'étoile (e.g. O5V)qui à partir de données tabulées permet d'accéder à sa magnitude absolue (MV). Les magnitudesapparentes mesurées permettent de déterminer le coefficient d'extinction (extinction du milieuinterstellaire présent sur la ligne de vue de l'étoile) Av.La distance d est alors déterminée par la relation: mV – MV = -5 + 5 log(d) + AvLe problème de la distance stellaire est qu'il faut pouvoir identifier et mesurer les étoiles, orl'extinction interstellaire limite à 6 kpc en moyenne la portée de la détermination de distancestellaire.

La distance cinématique: Quand on ne peut pas déterminer la distance stellaire la seule alternative est de déterminer ladistance cinématique, c'est-à-dire la distance déterminée à partir de la mesure de la vitesse radialesystémique de l'objet. Cette méthode de calcul de la distance nécessite la connaissance de la courbede rotation de notre Galaxie et de faire l'hypothèse que les objets sont en rotation circulaireuniforme autour du centre de la Galaxie. A partir de la vitesse radiale mesurée (Vmes) par effetDoppler, on calcul la vitesse angulaire (W) par la relation:

W = (Vmes / R0sinl ) + w0 (a)

ou R0 et W0 sont la distance au centre galactique du Soleil et la vitesse angulaire du Soleil qui sontdes grandeurs connues et l est la longitude galactique. Notons ici que la vitesse radiale systémiquepeut être biaisée d'environ 10 km/s à cause des écarts à la rotation circulaire. Il convient donc aumieux d'identifier ces écarts et d'en corriger la vitesse radiale systémique avant de calculer ladistance cinématique. En pratique, cela ne peut être fait que pour les régions les plus proches.

Par la courbe de rotation on détermine alors la distance galacto-centrique R puis la distancehéliocentrique r en résolvant l'équation suivante:

r2 -2 R0 r cos(l) + (R02 - R2) = 0 (b)

Cette équation donne deux solutions possibles pour les objets situés à l'intérieur de l'orbite Solaire.Cette dégénérescence de la distance héliocentrique doit ensuite être résolue par des considérationsastrophysiques additionnelles.

La notion de complexe

En pratique, pour tracer la structure spirale de notre Galaxie, nous avons suivi la stratégie initiée parBok, 1971 et Georgelin and Georgelin, 1976 qui consiste à considérer comme traceur non pas lesobjets jeunes individuellement mais de les regrouper en complexes de formation stellaire. Cettenotion de complexe est très importante car cela permet de réduire la dispersion spatiale et ladispersion de vitesse des objets d'un même complexe, les uns par rapport aux autres, ce quiimpliquerait l'étalement des traceurs et rendrait « flou » la structure spirale que l'on veut mettre enévidence.

Sachant que les étoiles se forment dans le nuage moléculaire, un complexe (fig. I.2) se définit

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comme le regroupement d'un nuage moléculaire parental, observé en radio principalement en CO, etdes régions HII crées par les étoiles massives qui se sont formées dans ce nuage moléculaire. Leregroupement se fait sur la base de la vitesse du nuage moléculaire et des régions HII ainsi que surla distance apparente sur le ciel. En effet les régions HII doivent avoir une vitesse similaire au nuagemoléculaire (à plus ou moins 10 km/s) et se trouver spatialement dans la direction, ou sur le borddu nuage moléculaire.

La notion de complexe permet aussi d'avoir une information plus complète qui permet unemeilleure détermination de la vitesse systémique du complexe et de sa distance. En effet on a, pourun même complexe, accès à la vitesse moléculaire, la vitesse du gaz ionisé des régions HII (soit parla raie H, soit par les raies dans le domaine radio (par exemple la raie H109), la distance desétoiles excitatrices (quand elles sont observables) et l'information des raies en absorption du milieuinterstellaire présent sur la ligne de vue (qui permettent de choisir entre distance cinématique procheet lointaine).

Figure I.2 : Représentation schématique d'un complexe de formation stellaire.

Mais le lien physique entre régions HII et nuages moléculaires n'est pas toujours évident. En effet legaz ionisé peut présenter des mouvements internes importants ou un champ de vitesse complexe.Par exemple quand une région HII crève son nuage moléculaire parental par effet « champagne », lavitesse du gaz éjecté peut atteindre 10 km/s par rapport au nuage et aux parties stationnaires de larégion ionisée (Tenorio-Tagle 1979). Nous avons réalisé en 2004 que l'information moléculaire n'existait pas pour un grand nombre derégions HII. Les sondages moléculaires (CO) de l'époque du plan galactique sud étaient à trop basserésolution spatiale (e.g. 8.8 arcmin, Bronfman et al. 1989). Seules quelques régions avaient étéobservées en CO à haute résolution (e.g. Gillespie et al. 1977, Zinchenko et al. 1995) .C'est donc dans ce cadre que nous avons mené des observations pointées (« position switching » et« frequency switching ») en 12CO(1-0) et 13CO(1-0) avec le radiotélescope SEST dans la directionde 252 régions HII du plan galactique sud (Russeil et Castets, 2004). La finesse intrinsèque des raies moléculaires par rapport aux raies H permet de lever la

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dégénérescence que l'on rencontre parfois lors de la décomposition des profils H (fig I.3).

Figure I.3: Profils H (en haut) et CO (en bas) de la région G301.814+1.077. La décompositiondu profil H en 2 ou 3 composantes est équiprobable. Dans ce cas le profil CO permet de lever ladégénérescence en imposant une décomposition du profil Havec 3 composantes.

L'information moléculaire a été comparée à l'information H (e.g. Fig. I.3 et I.4). En particulier,nous avons établi qu'il y a association entre région HII et raie moléculaire si l'écart en vitesse |Vco-VHII| est inférieur ou égale a 10 km/s. Ainsi, nous avons pu associer plus de 81% des raiesmoléculaires à de l'émission H. Nous trouvons que les régions HII sont associées avec des raiesmoléculaires dont la largeur est supérieure à 2.5 km/s. Mais surtout nous trouvons que la différence(Vco-VHII) se situe à 0 km s−1, que les régions HII soient optiquement visibles ou non. Ceci suggèreque le gaz ionisé est en expansion selon des directions aléatoires respectivement au gaz moléculaire.

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Figure I.4: Profils H et CO de la source G305.678+1.607. Ce cas illustre la bonnecorrespondance des raies lorsque la décomposition du profil H est unique.

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Les écarts à la rotation circulaire

Pour établir la courbe de rotation de notre Galaxie nous supposons que les objets sont en rotationcirculaire à vitesse constante autour du centre de la Galaxie. Mais quand le gaz pénètre l'onde dedensité qu'est un bras, il subit non seulement une compression mais aussi un changement léger de ladirection et de la norme de sa vitesse : l'influence gravitationnelle du bras fait que les objets sonttirés vers les parties centrales du bras. Ajoutés à la force de Coriolis, le gaz et les étoiles vont« couler » le long des bras (« streaming motion ») quand ils sont à l'intérieur pour s'éloigner des brasensuite. Ce « streaming motion » se traduit par un écart à la rotation circulaire de l'ordre de 10 à 20km/s du gaz (fig. I.5) mais cela peut atteindre jusqu'à 50 km/s et plus comme dans M51 (Shetty etal. 2007).

Figure I.5: Les écarts à la rotation circulaire. En haut à gauche: Russeil et al. 2003, en haut àdroite Brand et Blitz 1993 et en bas: McClure-Griffiths et al. 2007.

Ces écarts à la rotation circulaire impliquent que la mesure de la vitesse systémique est biaisée etdonc des distances cinématiques sur ou sous estimées. La figure I.6 illustre l'influence des écarts àla rotation circulaire sur la reconstruction de la structure spirale. Si la structure spirale estglobalement retrouvée, il apparait des structures allongées qui sont des artéfacts et qui peuvent êtreconfondus avec des sous structures comme des éperons ou des ponts. Il apparait donc importantd'identifier ces écarts à la rotation circulaire pour les corriger avant de calculer la distancecinématique. En pratique l'identification des écarts se fait de proche en proche quand on peutconnaitre la distance stellaire d'un certain nombre de régions. La correction des écarts à la rotationcirculaire n'a pu être faite que pour des régions proches (plus proches typiquement que 6 kpc). Unequestion qui se pose alors est de comprendre et de quantifier avec l'étude de galaxies extérieures lespoints suivants : est ce que ces écarts sont identiques tout le long des bras ? Est ce qu'ils varient d'un

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bras à l'autre ? Varient-ils avec la distance au centre galactique ? Quelle est l'influence dessupernovae en expansion et de la formation stellaire induite relativement à ces écarts ? ... Nous avons vu dans la région à l=290° (Georgelin et al. 2000) que l'expansion d'une bulle peutengendrer des écarts à la rotation circulaire pour les régions formées sur son bord. Les réponses àtoutes ces questions pourraient permettre de dire si oui ou non on peut extrapoler les écarts à larotation circulaire mis en évidence localement à l'ensemble des régions de notre Galaxie.

Figure I.6: Effet des écarts à la rotation circulaire sur la distance cinématique et la reconstructionde la structure spirale (Baba et al. 2009). A gauche le modèle et à droite la reconstruction de lastructure à partir de la distance cinématique en supposant le gaz en rotation circulaire.Globalement la structure est retrouvée mais les sous structures fines sont perdues, les bras sontétirés et des structures erronées en forme d'éperons (pointant vers le Soleil) sont crées.

Le sondage H et la structure spirale de notre Galaxie

C'est à partir de l'étude des régions HII et de leur étoiles excitatrices que la représentation de lastructure spirale est la plus cohérente. Cette méthode utilisée avec succès par Bok et al. (1970),pour l'étude du bras de la Carène a été généralisée par Georgelin et Georgelin (1976) à la Galaxietoute entière. Pour ce faire, Georgelin et Georgelin ont effectué des observations de la vitesseradiale de la raie H de quelques 268 régions HII, avec un interféromètre à ordre fixe et déterminéla distance de quelques 360 étoiles excitatrices. Comme déjà expliqué, l'examen détaillé desdonnées optiques et radio des nébuleuses une à une, a permis de lever l'ambiguïté des distances d'ungrand nombre de régions HII situées à l'intérieur du cercle Solaire, mais surtout de délimiter lescomplexes de formation stellaire par le regroupement des différents objets jeunes les constituant. C'est ainsi que le premier modèle de la structure de notre Galaxie a été établie par Georgelin etGeorgelin (1976): notre Galaxie possède 4 bras spiraux (fig. I.7) deux à deux symétriques vustangentiellement aux longitudes 33°, 50°, 283°, 305° et 327°.

Mais le Pérot-Fabry à ordre fixe permettait seulement d'avoir une information spectrale surquelques pour-cents du champ observé. De plus seules les régions les plus brillantes étaientaccessibles et la contribution des raies du ciel nocturne ne pouvait être corrigée. Bien que les régions HII les plus brillantes soient d'excellents traceurs des complexes de formationstellaire, il s'avère important d'accéder à des régions plus faibles, plus lointaines mais aussi aumilieu diffus, pour affiner l'identification des complexes et la détermination de leur vitessesystémique.

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Table I.1: configuration instrumentale de l'instrumentation du sondage H du plan Galactique Sud(Lecoarer et al. 1992).

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km/skm/s

km/s

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C'est dans ce cadre qu'un nouvel instrument utilisant un interféromètre Pérot-Fabry à balayage a étéélaboré à l'observatoire de Marseille pour faire un sondage H du plan galactique Sud de notreGalaxie. Débuté dans les années 80, à l'aube de l'époque des grands sondages du plan de notre Galaxie (e.g.UKST H survey, SGPS-21cm, MSX, Herschel-Hi-Gal ...) le sondage H du plan de notre Galaxiede l'hémisphère Sud par l'observatoire de Marseille est resté unique en son genre: il est basé sur uninterféromètre de Pérot-Fabry à balayage monté sur un télescope de type Ritchey-Chrétien de 36cmde diamètre. Cette instrumentation permet d'accéder à l'information spectrale, en particulier la raieH sur l'ensemble du champ observé (9 arcmin x 9 arcmin), avec une haute résolution spectrale.Ces caractéristiques permettent l'étude cinématique des différentes couches de gaz ionisé (régionsHII et milieu diffus) présentes le long de la ligne de vue (fig. I.8). Le contexte de l'époque nepermettait pas une couverture continue du plan mais les régions principales (sélectionnées à partirde sondage radio préexistants) on pu être cartographiées. E. Lecoarer (1992) décrit avec détails l'instrument et ses premières lumières. Les spécificitésinstrumentales d'origine sont rappelées table I.1. La configuration favorisée pour le sondage du plangalactique était celle du Pérot-Fabry 2604 qui permettait la meilleure résolution spectrale et donc lameilleure mesure de la vitesse. Mis à part la capacité informatique qui a été améliorée au cours dutemps, l'instrumentation est restée identique pour l'ensemble des observations du plan galactique.Les programmes de traitement des données ont, quant à eux, été élaborés et maintenus par E.Lecoarer. Ces programmes qui fonctionnaient à l'origine sur des machines Unix ont été portés il yquelques années sous l'environnement Linux. Le sondage H du plan galactique sud consiste en 12 zones couvrant chacune quelques 2° enlongitude et de l'ordre de 1° en latitude. Seules les zones d'émission radio les plus intenses formantdes complexes ont été observées. Un sondage plus complet aurait été nécessaire mais n'a pu êtreeffectué. Notamment certaines zones n'ont pu être complétées. Les zones observées sont listéesdans le tableau I.2. La plupart des zones ont donné lieu à des publications. Les régions à 351° et353°, correspondant aux complexes de formation stellaire NGC 6357 et NGC 6334, sont en coursde publication. Il ne reste donc en pratique plus que la région à 280° à être publiée.

Figure I.7: Structure de notre galaxie suivant Russeil et al. (2007) (gauche) et Georgelin &Georgelin (1976) (droite)

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Publication Region

Russeil et al. 1998 234°

A faire 283°

Georgelin et al. 2000 290°

Russeil et al. 1998 301° à 324°

Le Coarer et al. 1992 303°

Georgelin et al. 1994 328°

Russeil et al. 2005 332°

Georgelin et al. 1996 338°

Russeil et al. En prépa. 351° et 353°Table I.2: Statut des publications des zones du plan galactique

observées dans le cadre du sondage H sud.

Quoiqu'il en soit l'ensemble des données ont été analysées et ont permis d'établir un catalogue de481 complexes de formation stellaire pour lesquels la distance (stellaire et/ou cinématique) a étéétablie. Nous avons donc grâce à ce catalogue de complexes pu accéder à leur répartition spatiale etdonc à la structure spirale de notre Galaxie (Russeil, 2003). Pour l'ajustement numérique des brasspiraux nous avons choisi comme pondération le paramètre d'excitation U (qui quantifie le flux dephotons ionisants et donc l'importance des complexes) des complexes établi à partir de donnéesradio (afin de ne pas être biaisé par l'extinction interstellaire). Afin de traiter notre Galaxie commeune galaxie d'un point de vue général, nous avons, avant de tracer la structure spirale, sélectionné lescomplexes avec U > 70 pc cm-2. En effet la structure des bras des autres galaxies est principalementtracé par les régions dont la luminosité correspond à cette limite.

Pour les directions à ±12° du centre et de l'anti-centre galactique, la détermination des distancescinématiques est impossible (forte dégénérescence). La seule alternative est donc de déterminer ladistance stellaire. De nombreuses régions HII n'avaient pas de distance stellaire établie (ou tropincertaine). Nous avons donc mené une recherche et une étude systématique des étoiles excitatricesde régions HII (voir section V). Cette étude a été menée à l'OHP par des observationsphotométriques en U, B et V à l'OHP au télescope de T120 et des observations spectroscopiques(4000 – 5000 Å) au T193 (Carelec). Ces observations ont permis de déterminer/re-déterminer ladistance stellaire de 32 régions HII et ainsi de retracer la structure spirale (Russeil et al. 2007; voiraussi Fig. I.7). Cette nouvelle version de la structure de notre Galaxie reste cohérente avec laversion de 2003. Nous avons en plus poussé l'étude des écarts à la rotation circulaire (supposés dusaux streaming motions) avec comme sous-produit une estimation du rayon de co-rotation (~13 kpc)de notre Galaxie. En plus de la structure spirale à 4 bras, il apparait que le bras du Sagittaire-Carène(bras 1) domine de par sa richesse en régions HII lumineuses. Ainsi la longueur angulaire des bras,la présence d'une barre et de compagnons (les nuages de Magellan) et la forte proéminence du brasSagittaire-Carène permettent de déduire que notre Galaxie est probablement une galaxie à brasmultiples et non Flocculente.

La détermination de la distance des objets jeunes montre en plus de la structure spirale que notregalaxie est gauchie (disque tordu vers le haut dans la partie nord et vers le bas dans la partie sud). Legauchissement de notre Galaxie (fig. I.9) est observé avec tous les traceurs: étoiles, régions HII HI,CO (e.g. Drimmel, 2000a, Nakanishi et Sofue, 2003, Levine et al., 2006, Paladini et al. 2004,Cersosimo, 2009, Smart et al. 1997, Vazquez et al. 2008). Le gauchissement des galaxies estrelativement commun.

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Les autres structures remarquables de notre Galaxie:

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Figure I.8: Illustration de l'utilisation de la vitesse pour découpler les émissions H présentes sur la ligne de visée. L'image (A) présente l'émission H (UKST) du plan galactique autour de l=290° (Georgelin et al., 2000). Sur une simple image il n'est pas possible de savoir si les différentes régions HII sont à la même distance ou non . Grâce à l'information en vitesse donné par la décomposition de la raie H il est possible de construire des images de l'émission H à deux vitesses différentes (soit à deux distance différentes). L'image (B) correspond à l'émission H de vitesse +20 km/s (d~8 kpc) tandis que l'image (C) correspond à l'émission Hde vitesse -25 km/s (d~2.7kpc)

(B)

(A)

(C)

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Figure I.9: (A) Gauchissement de notre galaxie suivant Russeil (1998). Les cercles représentent lescomplexes au dessus du plan et les signes + ceux en dessous du plan. Leur taille est proportionnelleà leur distance par rapport au plan galactique. (B) Gauchissement de notre galaxie en HI(Nakanishi et Sofue, 2003).

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(B)

(A)

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Pour notre Galaxie l'axe de son gauchissement est aligné avec la direction des galaxies Nuages deMagellan qui sont les deux plus proches galaxies de la notre. On pense donc que ce sont les effetsde marée gravitationnelle dus aux Nuages de Magellan qui impliquent ce gauchissement.

Nous notons qu'un autre aspect de notre Galaxie, non développé ici et provenant d'observations eninfrarouge de ses parties centrales (COBE/DIRBE) est qu'elle présente une barre centrale (e.g.Binney et al., 1997). La figure I.7 (gauche) indique la position de cette barre (trait en pointillés ettirets central). Plus récemment, à partir de comptage d'étoiles une seconde barre plus longue et avecun angle de position plus grand a été mis en évidence (e.g. Lopez-Corredoira et al. 2007, Benjaminet al. 2005). Notre Galaxie est donc une galaxie spirale barrée (voir revue récente de Athanassoula,2012) .

Figure I.10 : Structure spirale locale de notre Galaxie . Figure (A) : Distribution des associations(Mel’nik & Efremov 1995); Figure (B): distribution des régions HII et distances stellaires d'aprèsCrampton & Georgelin 1975); Figure (C): distribution des amas d'après Dias et Lépine (2005).

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Bras de Persée

Bras local ( bras d'Orion)Bras du Sagittaire-Carène

(A) (B)

(C)

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Figure I.12: A gauche: Modèle de Hou et al. (2009). A droite: Connection entre la structure desbras HI externes (en Rose, Lévine et al. 2006) et la structure interne (distribution de couleur, Houet al. 2009).

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Figure I.11 : A gauche : Distribution des régions HII radio, Caswell et Haynes (1987). A droite :

Distribution des nuages moléculaires nord (104 < M < 5 106 M⨀), Solomon et Rivolo (1989).

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La structure à 4 bras de notre Galaxie: historique et vision récente

Dans les années 50 Morgan et al. (1952, 1953), et plus tard dans les années 70 à 90, par l'étude desassociations, amas jeunes et étoiles lumineuses, cartographièrent les bras spiraux du voisinagesolaire révélant 3 concentrations distinctes que sont le bras de Persée, le bras local et le bras duSagittaire (voir Fig. I.10).

En parallèle, à partir de données radio, la structure spirale au delà du centre galactique se révèle.L'information radio ne subissant pas l'extinction interstellaire, elle permet de détecter des régionsHII qui ne sont pas visibles en H et localisées donc bien plus loin et de tracer les nuagesmoléculaires. Nous citerons en particulier les travaux de Cohen et al. (1985) et Solomon & Rivolo(1989) qui tracent la distribution de nuages moléculaires et de Caswell & Haynes (1987) qui tracentla distribution de régions HII (figure I.11).

En 1976, comme déjà cité, pour la première fois une structure à 4 bras est mise en évidence parGeorgelin et Georgelin par le tracé des complexes. Plus récemment Hou et al. (2009) ont re-étudiéla structure galactique (fig. I.12) en utilisant les régions HII et les nuages moléculairesindépendamment. Leur nouveau modèle repose sur des études récentes pour la résolution del'ambiguïté de distance (e.g. Kolpak et al. 2003, Watson et al. 2003, Sewilo et al. 2004, Busfield etal. 2006, Anderson & Bania 2009) et sur des distances parallactiques de masers (e.g. Xu et al. 2009,Zhang et al. 2008).

Figure I.13 Diagramme distance-longitude de l'émission HI (Nakanishi & Sofue , 2003). Dans cetype de diagramme les bras apparaissent « déroulés » et rectilignes si ils ont une forme de spiralelogarithmique.

Ils utilisent comme poids pour leur ajustement la masse des nuages moléculaires (en ne gardant queles plus massifs) et le paramètre d'excitation des régions HII. Ils trouvent également une structure à4 segments. On notera l'effet de la dispersion en vitesse (et donc en distance des objets) qui se

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OuterOuter PerseusPerseus Sag. CarinaSag. Carina

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traduit par des artefact de forme linéaire pointant vers le Soleil dans la structure (Fig. I.12).En parallèle, l'utilisation des données HI apporte de nouvelles informations. Malgré le faiblecontraste bras-interbras du HI, son grand facteur de remplissage, et sa prédominance dans les partiesexternes des galaxies, l'émission HI nous informe sur la morphologie des bras. Les travaux deNakanishi & Sofue (2003) suggèrent une forme de spirale logarithmique (figure I.13).Parallèlement Levine et al. (2006) trace la structure spirale externe montrant que la structure spiralede notre Galaxie s'étend jusqu'à quelques 20 kpc du centre en bonne continuité avec les brasoptiques (fig. I.12).

Figure I.14 : La figure (A) présente des comptages d'étoiles (densité) en fonction de la longitudedans les trois bandes de longueur d'onde J, H, K de 2MASS et 3.6 m de Spitzer (Benjamin et al.2008). La figure (B) présente les profils d'intensité en K et à 240 m (Drimmel, 2000). Lesdirections tangentes aux bras selon les modèles sont superposés.

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Bronfman 1992, COHou et al. 2009, 4 Poly. arms.Hou et al. 2009, 4 log. arms.

Sagittarius Carina

Drimmel, 2000 (COBE/DIRBE data)

Norma

Orion spur

ScutumCrux (North)

Norma(North)

Sagittarius Carina(North)

Russeil 2003

Sagittarius CarinaScutum crux

Scutum-crux

Norma

Norma Scutum-crux

(A)

(B)

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Deux ou quatre bras? Notre Galaxie vue en infrarouge

Une autre approche pour estimer le nombre de bras dans notre Galaxie est de chercher les picsd'émission dans les profils en intensité FIR ou dans les profils de comptage d'étoiles dans le NIR. Ilest en effet attendu que dans les directions tangentes aux bras, la ligne de vue traverse le bras surune plus grande épaisseur donnant lieu à un pic d'émission. Ainsi, sur la base de graphes intensité-longitude construits à partir des données dans la bande K et 240m de COBE/DIRBE (Fig. I.14) ousur la base de graphes densité d'étoiles versus longitude, fait avec les données JHK de 2MASS et4.5 de SPITZER-GLIMPSE (Fig. I.14), Drimmel (2000) et Benjamin et al. (2008) n'identifient quedeux bras majeurs pour notre Galaxie: le Bras de Persée et le bras de l'Ecu-Croix. Mais sur la figure I.14.A nous pouvons voir que le profil NIR est très bruité et que seuls 2 pics entre20° et 40° apparaissent clairement. Ces deux pics sont attribués au bras de l'Ecu par Benjamin et al.(2009) mais selon le modèle de Russeil (2003) ils pourraient être associés aux bras Ecu-croix etNorma. Inversement le bras du Sagittaire n'est pas identifié. Mais nous devons garder à l'esprit quele NIR trace principalement la population stellaire âgée et n'est donc pas représentatif de la structurespirale jeune.

Sur la figure I.14, le profil dans le FIR est plus explicite et l'on peut associer un pic à chacun des 4bras. En effet le FIR trace la poussière froide qui est en général associée au lieu de formation desétoiles . C'est donc un meilleur traceur de la structure spirale.

Perspectives

Vu l'unicité des données fournies par le Pérot-Fabry à balayage, une continuité naturelle seraitd'effectuer le sondage du plan galactique Nord. En effet de nombreuses régions HII du Nord n'ontpas ou peu d'information cinématique. L'idée de transporter l'ensemble de l'instrumentation depuisle Chili à l'OHP avait été envisagée mais n'a malheureusement pas pu être concrétisée.

Aujourd'hui, le sondage Hi-GAL du plan galactique par Herschel est un nouvel atout majeur pourl'étude de notre Galaxie. En effet une perspective intéressante serait de redéfinir les complexes dansl'infrarouge lointain et d'utiliser cette émission comme pondération dans nos ajustementsnumériques.

En parallèle le futur satellite GAIA devrait permettre la détermination précise (3 à 8% d'incertituderelative sur la distance) de la distance parallactique de quelques 200000 étoiles OB (et multiplier defait par 10 le nombre d'étoiles OB pour lesquelles la distance est actuellement connue). Mais ladistance limite accessible par GAIA pour ces étoiles OB est estimé à 5 kpc (pour un Av typique de 3mag) ce qui permettra de tracer avec grande précision la structure des bras proches seulement. Sicela ne permettra pas de sonder la structure à grande échelle de notre Galaxie, cela devrait malgrétout permettre d'améliorer grandement les calibrations de magnitude absolue, de préciser lesparamètres solaire (distance galacto-centrique du Soleil, composantes U, V et W du Soleil), d'établirla courbe de rotation de notre Galaxie avec une précision sans précédent et de préciser les écarts à larotation circulaire.

Le domaine du proche infrarouge ouvre la voie à la caractérisation et à la détermination de ladistance d'étoiles OB fortement obscurcies par la combinaison d'images et de spectres dans leproche infrarouge. Même si la classification spectrale est plutôt difficile dans ce domaine delongueur d'onde (1 – 2 m) à cause du peu de raie présentes, ce mode de détermination de distance,de recherche et de caractérisation des étoiles excitatrices de régions HII se développe (e.g. Hansonet al. 1996, 2005, Figer et al. 1997, Hanson 2003, Martins et al., 2010, Ramírez Alegría et al. 2011,Moisés et al. 2011 ).

Notons aussi que des méthodes nouvelles et plus précises de mesure de distance se sont développées

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récemment. La mesure parallactique de masers est en développement. C'est une méthode trèsprécise de détermination de la distance (Xu et al. 2009, Zhang et al. 2008, 2009) et devrait fairegrandement progresser la détermination de la distance d'objets pour lesquels aucune étoileexcitatrice n'est optiquement observable. On citera par exemple le projet VERA (Honma et al. 2000,2005, 2007).

Enfin, de nouveaux sondages radio ont déjà permis la détection de nouvelles régions HII et de leverl'ambiguïté sur la distance (HI self-absorption ou HI émission/absorption méthodes, e.g. Andersonet al. 2009) pour un certain nombre d'entre elles. Il sera intéressant d'inclure ces nouvelles donnéespour retracer la structure spirale de notre Galaxie.

En parallèle se développent des simulations axées sur notre Galaxie. Il est difficile d'évaluer si lessimulations peuvent répondre aux contraintes observationnelles concernant la structure spirale etles écarts à la rotation circulaire observés dans notre Galaxie. Les simulations utilisent des modèlesd'évolution et des conditions initiales différentes. Par exemple, certaines simulations tiennentcompte d'une barre alors que d'autres non, certaines simulations supposent la présence de deux brasstellaires alors que d'autres en supposent 4. Un certain nombre de simulations s'accordent toutefoispour dire qu'une structure avec 4 bras pourrait provenir de l'évolution du gaz dans un potentielgénéré par deux bras stellaires (e.g. Fux 1999, Lépine et al. 2001, Bissantz et al. 2003).Une grande question est maintenant de « peser » les bras pour identifier les bras stellaires à l'originedu potentiel gravitationnel et les « bras gazeux ». La question est en particulier decomprendre/quantifier la formation des étoiles dans ce contexte.

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II) La formation des étoiles massives

La contribution d'Herschel

Les étoiles massives (étoiles O et B) jouent un rôle majeur dans le budget énergétique etl'enrichissement des galaxies. Malheureusement leur formation est encore mal connue. Les étoilesmassives se forment certainement dans des coeurs moléculaires denses par une forte accrétion degaz sur l'embryon proto-stellaire (e.g. Beuther & Schilke 2004). Mais l'origine physique de ce forttaux d'accrétion n'est pas encore établi, et différentes hypothèses sont avancées: fort degré deturbulence (McKee et Tan 2002), flots convergents (Heitsch et al. 2008), collisions de nuages(Bonnel et Bate 2002) et accrétion compétitive (Bonnel et al. 2006).

Du point de vue observationnel la séquence d'évolution menant des nuages aux étoiles n'est pas biencontrainte pour les étoiles massives alors qu'elle l'est pour les étoiles de faibles masses (e.g. Andréet al. 2000). Par exemple, l'existence et le temps de vie de l'analogue classe 0 des étoiles de faiblesmasses, pour les étoiles massive est encore débattu (Motte et al. 2007). De plus l'ordre et le tempscaractéristique des différentes phases d'évolution (coeur pré-stellaire, coeur proto-étoile froid, coeurchaud, masers OH/H2O/CH3OH, sources chaudes, objets massifs de forte masse, régions HII hyper-compactes, région HII ultra-compactes) nécessite d'être clarifié. Il est donc crucial de construire unéchantillon représentatif d'objet pré- et proto-stellaire massifs. C'est dans ce cadre que le projetHOBYS (PI: Motte F., Zavagno A., S. Bontemps) a vu le jour. Le but de ce projet est de sonderavec Herschel l'ensemble des complexes de formation stellaire massifs proches (distance < 3 kpc)afin d'établir un catalogue d'objet massifs pré- et proto-stellaires. Les observations consistent enl'imagerie de ces complexes dans les 5 bandes (70, 160, 250, 350 et 500 m) disponibles d'Herschelavec les instruments PACS et SPIRE.

Dans le cadre du projet HOBYS, nous avons en charge les régions NGC6334 et NGC6357 pourlesquelles des données à 1.2 mm (émission continue des poussières froides) ont été préalablementobtenues (figure II.1). A partir de l'image à 1.2mm, qui trace la poussière froide, 163 coeurs denseset compacts (~0.1 pc) ont été extraits grâce à un algorithme spécialement développé par F. Mottebasé sur la combinaison entre une analyse multi-échelle (utilisant les transformations en ondelettes)et le programme Gauss-clumps. La masse et la densité (moyennée sur le volume) de ces 163 coeursest ensuite déterminée en supposant que le milieu est optiquement mince et en adoptant unetempérature de 20K. Pour les 42 coeurs (figure II.1) les plus massifs (m>100 M⨀), qui sont ceuxqui ont la plus grande probabilité de donner naissance à une étoile massive, nous avons mené desobservations, avec l'instrument MOPRA, de raies moléculaires (SiO, N2H+, HCO+, HNC ...)permettant le diagnostic physique de ces coeurs. En particulier la présence d'un flot va se traduirepar une raie SiO (formée dans le gaz choqué dans les flots) forte et dissymétrique. La masse duViriel et le degré de turbulence sont calculés à partir de la largeur de la raie N 2H+. Les mouvementsinternes («infall») sont étudiés grâce aux profils des raies optiquement épaisses que sont HCO+ etHNC.

En parallèle nous avons recherché les signes de formation stellaire déjà active que sont la présencede masers, de sources compactes intenses à 24 et 21 m (une source sera qualifiée de « IR quiet » sile flux à 24 m est inférieur a 15 Jy, sinon elle sera qualifiée «high-luminous »; voir figure II.2), desources radio et d'objets stellaires jeunes détectés dans le proche infrarouge (classifié Classe 0 ouClasse I selon les diagrammes couleur- couleur dans les bandes Spitzer 3.5, 4.5, 5.8 et 8m).

Nous trouvons ainsi que tous les coeurs denses et massifs (sauf 1) sont gravitationnellement liés.Nous comptons parmi les coeurs plus massifs que 200 M⨀, 9 coeurs classifiés comme étant desproto-étoiles «high-luminous», 6 classifiés comme étant des proto-étoiles «IR-quiet» et 1 est uncoeur pré-stellaire.

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Figure II.1: Image à 1.2 mm (émission continue) de NGC 6334 et NGC 6357 observée par Muñozet al. 2007 avec SIMBA (SEST). Les croix blanches indiquent les 42 coeurs denses plus massifs que100 M⊙.

Figure II.2: Séparation des coeurs denses « high-luminous » et « IR-quiet » sur la base de leur fluxà 24 m flux (limite à 15 Jy). Les coeurs denses (triangles vides) peuvent être associés avec desmasers (carrés vides), des sources classe I/II (carrés noirs), ou des sources radio (diamants noirs).

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C'est ce dernier coeur qui est le plus important pour l'étude des toutes premières phases de laformation stellaire massive. De plus le fait de dénombrer un seul coeur pré-stellaire suggère que letemps caractéristique de concentration et d'effondrement des coeurs massifs pour former des étoilesest un processus très rapide.

Figure II.3: Carte de température (haut) et de densité (bas) de NGC 6334 (produites à partir desdonnées Herschel par L. Anderson). On notera, sur la figure du bas, la structure générale trèsfilamentaire. Un découpage en zone (pointillés) y est présenté: en particulier la partie centrale(nommée « center » )

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Figure II.4: Image Herschel composite de la partie sud de NGC6334: 70 m (rouge) , 250 m(vert) et 500 m (bleu). Les sources extraites par « getsources » sont superposées avec leurempreintes elliptiques (rose = 160 m, blanc = 350 m et vert 500 m).

Nous sommes en train de poursuivre l'étude de la formation stellaire massive dans NGC6334 etNGC6357 grâce aux données de Herschel et avec le concours de J. Tige (étudiant en thèse) et G.Leuleu et les membres du groupe HOBYS. Nous présenterons ici uniquement les premiers résultatsconcernant NGC 6334.

Notre but premier est de répertorier les coeurs denses et massifs qui ne présentent pas de signe deformation stellaire. Ces sources en effet vont être nos cibles pour des observations futures avecALMA. Dans ce cadre, nous avons utilisé « getsources » (Men'shchikov et al. 2012) pour extraireles coeurs compacts depuis les images Herschel complémentées par les images SIMBA à 1.2mm etATLASGAL à 870GHz.

Getsources est un logiciel d'extraction des sources qui effectue la détection et la mesure des sourcessur la base d'une analyse multi-échelle (décomposition des images originales en une centained'échelles spatiales) et multi-longueur d'onde des images.

Le catalogue de sources en sortie de « getsources » donne les informations suivantes: position, taille,flux intégré et flux au pic dans toutes bandes et avec les erreurs associées. La région NGC6334 étanttrop grande pour être traitée d'un bloc par « getsources », nous l'avons divisée en trois sous-zones.La figure II.4 présente la zone sud de NGC 6334 et les sources qui ont extraites par « getsources ».Pour chaque source la SED (distribution spectrale d'énergie) est alors ajustée (fig. II.5) par une loide corps gris (S de la forme A..B(,T) avec fixé à 2) afin de déterminer les paramètresphysiques que sont la masse, la densité, la température et la luminosité bolométrique. Lors del'ajustement les corrections de couleurs et d'échelle (suivant le processus présenté par Nguyen-Luong et al. 2011) sont appliquées. Le flux à 70 m est exclu de l'ajustement car cette longueurd'onde est optiquement épaisse et est en générale contaminée par l'émission des poussières chaudes.

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La procédure d'ajustement (Mpfit sous IDL) requiert au moins 3 flux pour pouvoir effectuerl'ajustement ce qui réduit le nombre de sources pour lesquelles les paramètres physiques peuventêtre déterminés. Enfin la valeur du normalisé est aussi utilisée pour ne sélectionner que lesmeilleurs ajustements.

Figure II.5 : Exemple d'un fit de SED (coeur numéro 93 de la zone 3). A partir du fit (0.3) lesparamètres physiques de ce coeur dense sont T=19.3 K, M=9 M⨀, Lbol = 47.9 L⨀, <FWHM160m> = 0.12 pc, <n>= 1.6 105 cm-3 .

Les premiers résultats sont résumés par les figures II.6 et II.7.

En nous limitant à l'échantillon de 89 coeurs dans NGC 6334 détectés préalablement à 1.2mm, lafigure II.6 présente le flux à 70 m en fonction de la masse issue de l'ajustement de la SED. Cegraphe permet de déterminer la masse caractéristique des coeurs denses et massifs qui sontpotentiellement à même de former des étoiles massives. Les coeurs actifs, ceux qui présentent déjàde la formation stellaire massive identifiée soit par la présence de Maser, régions HII, et/oul'association avec une source à 70 m de flux supérieur à 132 Jy, permettent de mettre en évidenceune masse typique de 180 M⨀. Les coeurs qui nous intéressent sont donc ceux de M > 180 M⨀ etde F(70 m) < 132 Jy. On note que ces coeurs, dits coeurs denses massifs «infrared-quiet » sont peunombreux (quatre). Parmi, ces quatre coeurs nous savons déjà que deux d'entre eux présentent déjàdes raies moléculaires qui trahissent des outflows ou des inflows (Russeil et al. 2010) soulignantleur statut de proto-étoile. Il reste donc deux coeurs qui sont dans une phase encore plus précoce dela formation stellaire massive. Ce sont ces deux coeurs qu'il nous faudra caractériser (fragmentation,état physico-chimique, cinématique/dynamique) avec ALMA.

La figure II.7, luminosité versus masse, permet de replacer les coeurs dans un schéma évolutif. Cetype de graphe est utilisé pour décrire la séquence d'évolution des objets stellaire jeunes (e.g.Saraceno et al. 1996, Molinari et al. 2008). Dans cette figure les tracés évolutifs, issus de modèlessont adaptés de Molinari et al. (2008). La partie verticale des tracés représente la phase d'accrétionaccélérée, au niveau du coude se trouve la phase de pré-séquence principale, et enfin la partiehorizontale représente la phase finale de nettoyage (« clean-up ») de l'enveloppe.

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Figure II.7: L_bol versus Masse pour les coeurs denses et massifs. Les courbes sont les trajetsévolutifs (pour les masses d'enveloppe, de gauche à droite, respectivement de 80, 140, 350, 700 et2000 M⨀). Les symboles en étoiles sont les coeurs denses détectés à 1.2mm (les coeurs entourésd'un carré sont ceux qui présentent des signes d'activité: Maser, région HII et/ou F (70m) > 132Jy). Les symboles plus sont les autres coeurs extraits par « getsources ». Le trait vertical enpointillés marque la masse de 180 M⨀

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Figure II.6: Flux 70 m versus masse. Les coeurs denses (triangles) associées à de la formation stellaire massive (Maser/région HII) sont entourés par un symbole carré. Le trait en pointillé vertical identifie la masse de 180 Msun et le trait horizontal marque le flux de 132 Jy.

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Nous pouvons voir que la plupart des sources sont localisées dans la zone de la phase d'accrétiontandis que les sources actives se trouvent en fin d'accrétion (fin de la montée des trajets).L'exploitation de ces données est en cours pour essayer de mettre en évidence des effets d'évolutionle long du filament associé à NGC 6334. Les premiers résultats suggèrent que la partie centrale dufilament est dans un état d'évolution plus avancé que le reste.

Perspectives

Les données Herschel sont très récentes, les résultats qui en découlent sont encore préliminaires. Ilssoulignent le grand potentiel de ces données pour l'étude de la formation stellaire en général etmassive en particulier. Cette analyse se fait de concert avec les responsables du projet HOBYS et ausein de l'équipe MIS, d'autres intervenants spécifiques Herschel du LAM et en particulier grâce à laprésence de J. Tigé qui débute sa thèse sur cette thématique. Le déroulement de cette étude suit leprogramme suivant: analyse de NGC 6334 et NGC 6357 afin de trouver les coeurs denses massifsdans un état d'évolution pré-formation stellaire. Caractérisation physico-chimique de ces coeursavec ALMA. Nous espérons mettre en évidence des critères forts de sélection de ces coeurs afind'en faire une recherche plus systématique à l'échelle de notre Galaxie grâce au sondage Hi-GAL etd'établir une vue générale de la formation stellaire massive dans notre Galaxie dans le but decomparer/d'extrapoler aux autres galaxies et aux différents processus de formation stellaire (onde dedensité, formation stellaire induite ...)

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III) Les étoiles massives et leur région HII: Cinématique desrégions HII

Contrairement aux étoiles de faibles masses le processus menant à la formation des étoiles massivesn'est pas encore bien connu. L'on sait que les étoiles massives se forment dans les coeurs densesprésents dans les nuages moléculaire géants (GMCs) et plutôt en amas. Les étoiles massivesnouvellement formées gouvernent alors l'évolution chimique et dynamique de leur nuagemoléculaire parental par l'intermédiaire de leur émission de photons ionisants et de leur ventstellaire.

Les photons ionisants issus des étoiles massives créent une région d'hydrogène ionisé (région HII)qui est en expansion rapide dans le milieu environnant créant une région HII classique. Les ventsstellaires et l'inhomogénéité du milieu ambiant vont avoir une influence importante sur lacinématique de la région HII. Par exemple le modèle de « flot champagne » (Tenorio-Tagle 1979)décrit la cinématique d'une région HII liée à une étoile massive qui est née sur le bord d'un GMC.Dans ce cas le front d'ionisation se déplace brusquement vers l'extérieur du nuage imprimant au gazionisé des vitesses d'expansion qui peuvent atteindre les 20 km/s.

L'interaction entre le gaz ionisé en expansion des régions HII et le milieu interstellaire peut induirede la formation stellaire. Si observationnellement la formation de coeurs moléculaires présentant dela formation stellaire autour de régions HII est mise en évidence (e.g. Deharveng et al. 2003) deuxscénarios sont en compétition pour expliquer leur formation: le modèle de « radiation drivenimplosion» (Bertoldi & McKee, 1990) et le modèle de «collect and collapse» (Elmegreen & Lada,1977). Dans le premier modèle le front d'ionisation interagit avec des condensations pré-existantesdans le milieu environnant en y impulsant la formation d'étoiles. Dans le second modèle le front dechoc en avant du front d'ionisation accumule de la matière créant une couche de gaz neutre autourde la région capable de se fragmenter en formant des fragments suffisamment massifs et densespour engendrer de la formation stellaire.

Il apparait donc important de caractériser le lien entre région HII et le milieu neutre environnant oula formation stellaire peut être induite. Cela passe notamment par l'étude de la cinématique desrégions HII (expansion, flot champagne ...). Une telle approche a déjà été testée pour un certainnombre de régions HII: RCW79 (Zavagno et al. 2006), RCW120 (Zavagno et al. 2007, Deharvenget al. 2009), RCW82 (Pomarès et al. 2009) and RCW108 (Comeron et al. 2005). Excepté pourRCW108, l'information cinématique a été obtenues grâce aux données du sondage H du plangalactique utilisant l'interféromètre à balayage de Perot-Fabry mais de faible résolution spatiale (9'').

Nous illustrons ici ces aspects sur trois régions: RCW108, RCW82 et RCW107

RCW108 (Comeron et al. 2005)

Une partie de RCW108 (figure III.1), dans la direction du nuage moléculaire principal, a étéobservée en avec l'instrument CIGALE monté sur le télescope de 3.6 m de La Silla. Cela fournides cubes de données de résolution spatiale de 0.4''. La couverture de la région a nécessitél'observation de 4 champs de 4.5' de taille. L'interféromètre de Perot-Fabry utilisé était le PF1938qui permet un échantillonnage en vitesse de 3.2 km/s pour une intervalle spectral libre de 155 km/s.Une procédure automatique a été utilisée pour effectuer la décomposition des profils et établir lechamp de vitesse et de largeur à mi-hauteur (fig. III.2). Le champ contient 512X512 pixels, maispour augmenter le rapport signal sur bruit les profils ont été extrait sur des zones de 6.5'' X 6.5''.Une calibration en intensité a été effectuée en se basant sur la nébuleuse planétaire NGC2899 pourlaquelle le flux en est connu (Perinotto & Corradi, 1998). La carte d'intensité (fig. III.2) présente clairement 2 structures principales: le bord brillant à l'est etla région HII compacte (de morphologie très « patchy » et légèrement allongée dans la direction sud-est) dans le centre de la carte. Une émission plus diffuse est présente aussi dans tout le reste du

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champ. La région HII compacte est décalée par rapport au pic moléculaire. Elle est plutôt dans unezone ou les iso-contours moléculaires sont tordus délimitant une cavité d'ou le gaz ionisé peut serépandre. Ceci est une indication claire de l'interaction entre la région HII et son nuage moléculaireparental.

Figure III.1: Image H(en négatif) de RCW108. Le cercle en pointillés entoure l'amas excitateur etles lignes délimitent approximativement la zone cartographiée avec l'interféromètre.

Le profil H intégré sur l'ensemble de la région HII permet de déterminer la vitesse systémique de-21.7 km/s et une largeur de raie de (FWHM) de 27.5 km/s. L'analyse des différentes sous-structuresde la nébuleuse (fig. III.2.D) met en évidence une petite variation de vitesse dans la direction sud-estavec des vitesses allant de -17.8 km/s à -23.3 km/s. La vitesse du « clump » le plus brillant est de-19 km/s (FWHM 29 km s-1). Dans la direction de la zone de poussière opaque la vitesse H estaussi de -21.7 km/s. La vitesse moléculaire générale de -24.5 km/s peut être associée à l'émissionétendue tandis que les « patches » peuvent apparaitre comme la contrepartie d'une sous-structure spectrale atour de -20 km/s observée dans les profils CO (voir les profils CO dans l'articlede Comeron et al., 2005). Ceci peut être interprété comme des « clumps » denses ionisés et photo-évaporés depuis l'extérieur. Ceci est consistant avec les conclusions tirées des images dansl'infrarouge proche ou le coeur de la région HII compacte est profondément enfoui dans le nuagemoléculaire alors que seules les parties externes, les moins obscurcies, sont révélées dans le

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domaine visible.

La largeur de raie (incertitude typique de 1 km/s, Le coarer et al. 1992) du gaz ionisé (fig. III.2.B)présente un léger, voir marginal, accroissement au niveau du bord abrupt (aux environs de 16h40m12s) du nuage moléculaire (25 km s-1), tandis que de part et d'autre de cette position lalargeur est de l'ordre de 23 km/s. Cette tendance est certainement due la la présence du frontd'ionisation. Partout ailleurs dans la zone cartographiée et loin du front d'ionisation la largeurmoyenne est de 27 km s-1.

La largeur de raie rend compte de la combinaison de l'agitation thermique du gaz et de la turbulence.Pour une région HII de température typique de 10 000K cela donne une largeur thermal de 21.4km/s. Si l'on interprète l'élargissement excédentaire de la raie par la turbulence cela donne une

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Figure III.2: (A) Vitesse (km/s), (B) FWHM (km/ s) et (C) intensité (erg/s/cm-2/sr/km s-1). Les iso-contours correspondent à l'émission dans la raies 12CO (J=2->1) du nuage moléculaire.(D) Image Halpha de la région HII compacte.Pour quelques régions remarquables sont données la Vlsr (km/s) et entre parenthèses la largeur de raie (km/s). La taille de l'image est 1'20 X 0'9.

( A )

( B )

( C )

( D )

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dispersion de vitesse entre 8.5 et 16.5 km/s. De telles variations de dispersion de vitesse ont déjà étéobservés dans les régions HII (e.g. Godbout 1997 et références associées).

Enfin un gradient de vitesse à grande échelle est clairement noté (fig. III.2.A) s 'étendant de-25 km/s dans le Nord-Est à une vitesse de -11 km/s dans le Sud-Ouest. Ce gradient de vitessepointe vers l'amas stellaire NGC6193 le suggérant comme source d'ionisation.

Les vitesses H depuis le front d'ionisation jusqu'à la région HII sont en bon accord avec lesvitesses moléculaires suggérant que cette émission provient certainement de l'interaction directeentre le flux ionisant et le nuage moléculaire. Les plus grandes vitesses correspondent à uneémission H beaucoup plus diffuse et faible (à l'exception de l'émission relativement intenseautour de 16h40min, -48°54' de vitesse -14 km/s). Le nuage moléculaire ne présente pas devitesses similaires, par contre de telles vitesses sont observées pour l'autre nuage moléculaire situé àl'Est (-15 km s-1). En parallèle, Arnal et al. (2003) relatent des vitesses moléculaires entre -17.5 et-11.2 km s-1 qui sont supposées être des restes d'un nuage moléculaire initialement plus étendu maisqui aurait été en grande partie détruit par l'action de l'amas NGC6193. Dans ce cadre l'émission Hde vitesse entre -16 et -11 km s-1 est probablement la contrepartie ionisée de ce nuage moléculaireparental.

RCW82 (Pomarès et al. 2009)

La région RCW82 a été observée dans le cadre du sondage H du plan galactique. Elle a donc étéobservée au télescope de 36 cm avec l'interféromètre de Perot-Fabry d'ordre 2604 permettant un pasd'échantillonnage de 5 km/s et un intervalle spectral libre de 115 km/s. A partir du profil intégré surl'ensemble de la région HII on détermine une vitesse systémique de -50 km/s.

La Figure III.3 illustre l'importance de la cinématique et de la nécessité d'une bonne résolutionspatiale. Si la basse résolution spatiale ne permet pas de suivre avec détail la variation spatiale delargeur et de vitesse de l'émission du gaz ionisé nous pouvons voir que RCW82 ne présente pas unlarge gradient de vitesse et donc ne présente pas de flot champagne. La largeur à mi-hauteur(déconvoluée de la largeur instrumentale) de la raie a une valeur typique (entre 23 et 25 km/s)excepté en trois positions de la nébuleuse ou la largeur est inférieure à 20 km/s. Ces positions sontlocalisées sur le bord de la région ionisée proche de condensations moléculaires. De telles raiesétroites ont déjà été observées et associées à du gaz compressé (Hunter 1994, Georgelin et al. 1994)mettant en évidence une interaction entre le gaz ionisé et le milieu neutre environnant.

En plus de la cinématique de RCW82 nous détectons 2 couches d'émission diffuses aux vitesses-31 km/s et -50 km/s. D'après la distance stellaire des étoiles OB et des amas jeunes dans la zone à313° (Russeil et al. 1998) on peut placer la couche à -31 km/s à une distance de 1.5 kpc et la coucheà -50 km/s à 3.4 kpc. La vitesse systémique de RCW82 (-50 km/s) montre qu'elle est clairementassociée à la couche la plus lointaine.

La vitesse du gaz ionisé permet d'identifier les composantes moléculaires qui peuvent être associéesà RCW82. Cinq composantes moléculaires ont été identifiées (voir figure 7 de Pomarès et al. 2009)avec les vitesses suivantes: -55 km/s, -48 km/s, -39 km/s, -35 km/s et +16 km/s.

La composante à +16 km/s est de toute évidence une composante lointaine non reliée à RCW82. Lacomposante moléculaire à -48 km/s de même vitesse que la région HII et entourant cette dernièresuggère une claire association (fig. III.3). Les deux composantes moléculaires à -39 et -35 km/sconsistent principalement en de l'émission diffuse et peuvent être associées à la composante ioniséediffuse à -31 km/s. Elles ne sont donc pas à la même distance que RCW82 et n'y sont donc pasassociées. Enfin la composante moléculaire à -55 km/s est vue comme une intense émissionprincipalement localisée sur le coté Est de RCW82. A diverses positions de la région HII del'émission H présente des vitesses similaires; on peut donc supposer que cette composante

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moléculaire est en interaction avec la région HII.

Figure III.3: En haut : image composite de RCW82 (Pomarès et al. 2009). En turquoise : émissionH. du gaz ionisé, en rouge émission du gaz moléculaire. En bas : Vitesse du gaz ionisé déterminépar l'étude de la raie H. La vitesse est indiquée dans des zones carrées d'ou le spectre moyen estextrait. Les valeurs en noirs indiquent que la raie a une largeur normale tandis que les valeurs enblanc indiquent que la raie est plus étroite que 20 km/s.

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RCW107

La région RCW107 a été observée dans le cadre du sondage du plan galactique. Elle a donc étéobservée, au télescope de 36 cm, avec l'interféromètre de Perot-Fabry d'ordre 796 permettant un pasd'échantillonnage de 15 km/s et un intervalle spectral libre de 350 km/s. RCW107 (distance 1.4kpc) présente une morphologie particulière. Excitée par l'étoile HD148937 de type 06f?p elle sedistingue de la plupart des régions HII classiques par sa forme bipolaire. Observée lors du sondageH du plan galactique sa relativement grande taille apparente (de l'ordre de 6' ) permet de faire uneétude relativement détaillée de sa cinématique.

RCW107 est entourée par une cavité qui se distingue par des structures filamentaires (figure III.4).La vitesse systémique de ces filaments bordant cette cavité est de -23 km/s. Cette structure estinterprétée comme étant la frontière entre le milieu interstellaire et l'influence de l'étoile par ventstellaire. Nous adoptons cette vitesse comme vitesse systémique de RCW107.

Figure III.4: A gauche: Image de RCW107 issue du sondage UKST. A droite: image composite (rouge), NII (vert) et OIII (Bleu) de RCW107 observée avec l'interféromètre de Perot-Fabry.

Les profils de la raie sont fortement non gaussiens par endroits élargis et très asymétriques voirmême dédoublés dans le lobe sud.

Si de manière globale le lobe nord s'éloigne tandis que le lobe sud se rapproche de nous un gradientde vitesse au sein même de chacun des lobes est observé : dans le lobe nord la vitesse croit d'ouesten est tandis que dans le lobe sud celle ci décroit d'est en ouest .

Les vitesses extrèmes atteintes sont respectivement -65 km/s et +17 km/s dans les lobes sud et nord.On note même la variation rapide de la vitesse entre des positions proches spatialement : parexemple on note un l'écart de 10 km/s entre deux zones contigües à quelques 80'' à l'Est de l'étoile.

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Les profils présentent un dédoublement dans le lobe Sud. Ces dédoublements semblent êtreattribué à la présence de globules. En effet Scowen et al. (1993) observent la présence de petitescondensations dans le lobe sud qui sont photo-évaporés par le rayonnement UV de HD 148937. Orl'interaction d'un flot de gaz avec un globule peut entrainer des asymétries voir le dédoublement desprofils (Yorke et al. 1984).

Figure III.5: Modèle hélicoidal ajusté à RCW107 (courbes). Les symboles indiquent si le gaz serapproche (cercles pointés) ou s'éloigne (croix cerclées).

Dès 1974, Pismis propose pour expliquer les mouvements internes de RCW107, que la matière estéjectée en pulses pendant que l'étoile effectue sa rotation. L'étude cinématique de Carranza (1986)suggère quant à elle plutôt une éjection de type hélicoïdale. La distribution de vitesse que nousobservons est plus en accord avec ce dernier modèle car des zones d'émission de vitesses positivessont observées dans la partie sud alors qu'elle est dominée par des vitesses négatives et inversementdans la partie nord.

Nous avons testé un modèle hélicoïdal. Pour cela nous avons extrait les profils sur des surfaces de3X3 pixels et décomposé l'ensemble des profils couvrant RCW107 pour établir la vitessebarycentrique en chaque position. Nous avons sélectionné les profils de bonne qualité et corrigé dela vitesse systémique. Le modèle suppose que la morphologie est donc hélicoïdale avec une baseelliptique et une variation linéaire du demi grand axe avec l'angle de rotation. Les paramètresindépendants de ce simple modèle sont donc l'angle d'inclinaison par rapport au plan du ciel i , lerapport d'axe de l'ellipse, le pas de l'hélice et le coefficient de variation du demi grand axe. Pourajuster (à 2D) la courbe théorique aux observations nous avons utilisé la routine Minuit avecl'option de recherche « Migrad » et/ou « simplex » (Nelder & Mead, 1965). Les paramètres sontalors optimisés en minimisant la somme des distances entre les points observés et théoriques. Enfinl'ajustement est fait indépendamment sur le lobe sud et Nord. Le résultats est présenté par FigureIII.5 et les valeurs ajustées sont données dans la table III.1

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On notera la bonne cohérence des résultats entre le lobe Nord et Sud mis à part pour l'ellipticité quitraduit une asymétrie géométrique de l'éjection. Ce n'est pas surprenant car de nombreusesnébuleuses bipolaires exhibent des asymétries géométriques entre les 2 lobes .

Table III.1

Lobe Nord Lobe Sud

Pas (unité arbitraire) 43.6±0.4 40.8±0.5

Coefficient 7.0±0.9 4.3±0.1

Ellipticité 0.52±0.15 1.75±0.4

Angle d'inclinaison (°) 68.6±0.8 69.9±0.5

On peut notamment déduire que l'axe de la nébuleuse est incliné d'un angle de l'ordre de 70° valeurqui pourra être comparée aux propriétés observées de l'étoile.

Perspectives

Les exemples de RCW107, RCW108 et RCW82 illustrent le potentiel des donnéesinterférométriques pour l'étude de la cinématique des régions HII. RCW107 et RCW82 observésavec le télescope de 36 cm (donc à faible résolution spatiale) illustrent la nécessité d'avoir une plusgrande résolution spatiale pour suivre les variations cinématiques. En effet c'est avec RCW108observé au 3.6 m de l'ESO que l'on voit l'avantage de cumuler une bonne résolution spatiale etspectrale.

Dans cette même optique, l'étude cinématique de NGC6334 et NGC63357 est en cours avec desdonnées du sondage galactique (PF2604, 9'') ; la grande taille apparente de ces deux régions permetune résolution spatiale relativement bonne.

Notre but maintenant est de mener un sondage systématique avec une bonne résolution spatiale de lacinématique des régions HII optiques des programmes d'observation avec le satellite HerschelHOBYS (P.I. Motte F., Zavagno A., Bontemps S.) et Hi-GAL (P.I. S. Molinari). Nous pensons pourcela utiliser l'instrument GHASP/CIGALE monté sur le T193 de l'OHP pour l'instrument SITELLE(qui sera disponible sur le CFHT) pour les régions Nord et le futur 3DNTT (ESO) pour les régionsSud.

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IV) Etude statistique de la formation des étoiles massivesdans notre Galaxie

La contribution du sondage HiGAL

Un sondage sans précédent dans l'infrarouge lointain est en cours avec le satellite Herschel(Programme clef, P.I. S. Molinari) : le sondage Hi-Gal. Ce sondage cartographie le plan de notreGalaxie dans les 5 bandes photométriques des instruments PACS et SPIRE d'Herschel (70, 160,250, 360 et 500 m) avec une couverture en latitude de ±1°. Le principal but de ce sondage est dedétecter et cataloguer les premières phases de la formation des nuages moléculaires et de laformation stellaire afin de faire une étude homogène et non biaisée des régions de formationstellaire et des structures froides du milieu interstellaire. Dans le cadre du sondage Hi-Gal, ladétermination systématique de la distance des sources se fait grâce à des suivis dans les raies 13COet NH3. Nous participons à cet effort sur la détermination des distances (Russeil et al. 2011) enayant mis en forme des procédures automatiques permettant de lever de la dégénérescence (quandc'est possible!) sur la distance.

La méthode de détermination de la distance des objets est résumée par la figure IV.1 . La premièreétape qui consiste à assigner à chaque source HiGAL une vitesse est faite par nos collaborateurs (enparticulier J. Mottram et M. Pestalozzi). Notre intervention est exclusivement focalisée sur ladétermination de la distance à partir de la vitesse.

Figure IV.1: Organigramme du processus de détermination de la distance des sources HiGAL.

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Les informations de base issues du catalogue de sources qui est en entrée de nos procédures sont lescoordonnées et la vitesse de chaque source. Notons que pour un certain nombre de sources aucunevitesse n'est disponible donc aucune distance ne peut être évaluée.

A partir de la vitesse de la source nous calculons la distance cinématique en utilisant la courbe derotation de Brand et Blitz (1993). Plusieurs cas de figures se présentent. Soit la distance est unique,dans ce cas cette distance est directement attribuée à la source. Soit la vitesse est interdite (vitesseplus grande en valeur absolue que la vitesse du point tangent; ceci est en général du auxmouvements de « streaming motion ») et donc aucune distance ne peut être calculée. Dans ce cas ladistance du point tangent est attribué à la source. Soit, le cas le plus fréquent, on a deux solutionspour la distance : la distance proche et la distance lointaine. Dans ce cas il faut lever cettedégénérescence sur la distance grâce à des informations complémentaires présentées ci dessous.

La levée de dégénérescence se fait en suivant les étapes suivantes.

– Association avec des zones de forte extinction :

Des cartes d'extinction ont été élaborées par S.Bontemps et N. Schneider sur la base de comptaged'étoiles dans les longueurs d'onde du proche infrarouge de 2MASS et de données CO. Ces cartesont été mises à notre disposition. Elles représentent la distribution spatiale de l'extinction Av. Pourchaque carte d'extinction nous postulons que les zones à 3 sigma de la moyenne sur la carte sont deszones de forte extinction. Nous cherchons donc pour chaque source HiGAL si elle se trouve ou nondans la direction de telles zones d'extinction. Si la source se trouve dans la direction zoned'extinction alors il est probable qu'elle est à la distance proche. La vitesse de ces zones d'extinctionpour toutes les cartes d'extinction du Sud a été établie par identification morphologique avecl'émission CO (sondage NANTEN) dans les différents plans de vitesse des cubes. L'associationd'une source HiGAL avec une zone d'extinction est plus certaine si en plus de l'association spatialeon peut faire l'association en vitesse.

En parallèle il existe des catalogues de IRDC (InfraRed Dark Cloud). Nous effectuons de la mêmemanière des associations (association spatiale et en vitesse quand la vitesse de l'IRDC est connue)entre source HiGAL et IRDC. Une fois de plus si la source HiGAL se trouve dans la direction d'unIRDC il y a de fortes chances pour que la distance proche soit le bon choix.

– Association avec des Régions HII :

Pour chaque source HiGAL nous effectuons une recherche d'association avec des régions HIIoptique : en particulier avec les catalogues RCW, Sharpless et BFS. Pour bon nombre de régionsHII la vitesse est connue. Une source HiGAL sera associée à une région HII si elle est spatialementdans la direction de la région HII et si elle a une vitesse similaire (±10 km/s) à celle de la régionHII. Dans ces conditions, si une source HiGAL est associée avec une région HII optique alors ladistance proche sera favorisée. Si la région HII a une distance stellaire établie, cette distance seraadoptée pour la source HiGAL.

Un bon nombre de (nouvelles) régions HII sont observées et visible uniquement en radio. Pour cesrégions des études récentes et systématiques basées sur les raies de HI (méthode de self-absorptionHI ou méthode absorption/émission du HI) ou les raies d'absorption de H2CO. On citera parexemple les travaux de Anderson et Bania (2009), Kolpak et al. (2003), Roman-Duval et al. (2009),Sewilo et al. (2004). Si une source HiGAL est associée à une région HII radio pour laquelle le choixentre distance proche et lointaine est déjà résolu cette solution sera aussi attribuée à la sourceHiGAL.

Un nombre encore réduit de région HII ont leur distance déterminée par la méthode de la parallaxedes masers (Reid et al. 2009). La détermination de la distance par cette méthode est la plus précise.Malheureusement la longueur de l'échelle de temps pour obtenir les mesures sont de l'ordre del'année et donc seules quelques régions HII ont, pour l'instant, une distance déterminée de cette

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manière.

– Association avec nos complexes de formation stellaire:

Lors de l'établissement de notre catalogue de complexes de formation stellaire nous avons utilisél'information disponible à cette époque à la fois sur les distances stellaires, les raies d'absorption etla visibilité optique des régions HII pour déterminer la distance de ces complexes. Quand unesource HiGAL est associée à une région HII (optique ou radio) qui appartient à un de ces complexesnous lui assignons la distance du complexe.

Bien sur parfois les différentes approches ne concordent pas: certains arguments préconisent unedistance proche alors que d'autres préconisent la distance lointaine. Un ordre de priorité est donnéepour le choix de la distance: l'association avec les régions HII est favorisée, ensuite c'estl'association avec un complexe de formation stellaire et enfin l'association avec des structuresd'extinction. La figure IV.2 donne un exemple de la détermination de la distance pour les sourcesdans la direction à l=59°.

Figure IV.2: Image Hi-GAL à 500 μm image (coordonnées galactiques) de la région à l = 59°. A laposition des sources compactes est donnée leur vitesse. Les couleurs représentent, en noir, lessources très probablement associées à Sh2-86 (2.1 kpc), en rouge les sources mises à la distanceproche (~3 kpc), mais non associées à Sh2-86, en blanc, les objets de vitesse négative (pasd'ambiguïté de distance, ~13.5 kpc) ou de vitesse proche de 0 km s-1 (distance lointaine favorisée, ~9.5 kpc), en bleu les objets ayant une vitesse interdite (la distance adoptée est celle du pointtangent (~4.3 kpc), enfin en vert, les objets placés à la distance lointaine (~6 kpc). Les ellipsespointées par des flèches sont les bulles infrarouges du catalogue de Churchwell et al. (2006).

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Déjà quelques 25000 sources HiGAL sont cataloguées entre l=296° et 350° de longitude pourlesquelles la détermination de la distance est en cours.

Contrairement au proche infrarouge qui trace les étoiles âgées et d'âge intermédiaire (e.g. Rhoads1998) l'infrarouge lointain est principalement émis par les poussières associées aux objets jeunes.L'infrarouge lointain (FIR) est donc un bon traceur de la structure spirale. Le fait que le milieuinterstellaire soit transparent aux longueurs d'onde FIR est un atout majeur pour l'étude de laformation stellaire et en particulier de la structure spirale de notre Galaxie. Avec le sondage Hi-Gal(couplé avec des données en HI et/ou CO) en plus de la distribution des sources, la répartitionspatiale du taux de formation stellaire (le long des bras, bras-interbras, d'un bras à l'autre, galacto-centrique) sera accessible.

Grâce au flux a 70 m d'Herschel on peut sélectionner les coeurs qui présentent une activité due àune étoile massive. Pour cela nous comparons le flux 70 m de la source au flux 70 m attendupour une étoile B3. Une étoile B3 a une luminosité de 103 L ⨀ . Cette luminosité correspond (voir ladescription la méthode dans Motte et al. 2007) à un flux à 70 m comme suit:

avec dans cette formule la distance d exprimée en kpc.

Les coeurs qui ont un flux à 70 m supérieur au flux à 70 m d'une B3 (de même distance) peuventêtre sélectionnés pour tracer la structure spirale. Ceci va permettre une étude de détail du lien entrestructure spirale et formation stellaire afin de préciser si, comme le suggère l'étude de galaxiesextérieures, les bras spiraux n'ont que peu d'importance à grande échelle sur le taux de formationstellaire et qu'ils ne font qu'organiser la formation stellaire dans les galaxies (Foyle et al. 2010).

La figure IV.3 illustre les premiers résultats concernant le tracé des bras dans le domaine delongitude 295°-350° avec les sources Hi-GAL pour lesquelles la distance a pu être déterminée.Nous regardons donc exclusivement la distribution des sources Hi-GAL ayant S70m > S70m (B3).Nous devons garder à l'esprit que les distances cinématiques ne sont pas corrigées des écarts à larotation circulaire pour les sources et complexes typiquement à des distances au-delà de 6 kpc.

Concernant le bras du Sagittaire-Carène, nous voyons qu'il est clairement défini. Les sources Hi-GAL suggèrent même qu'il pourrait être prolongé entre 345° et 350° pour sa partie proche du bulbe.De même deux sources Hi-GAL aux environs de l=349° et d=22 kpc suggèrent un possibleprolongement du bout de ce bras. Ce bras étant considéré comme un bras majeur de notre Galaxie ilest rassurant de voir qu'il se dessine aussi en infrarouge.

Nous remarquons que les parties proches des bras de Norma-Cygne et Scutum-Crux sont dominéespar les complexes de formation stellaire, soit par des complexes ou les étoiles ont déjà développédes régions HII. Pour ces parties proches les complexes et les sources Hi-GAL se mélangent bien.Ceci pourrait être associé à un biais observationnel pour ce qui est des complexes, mais ladifférence est aussi évidente entre le nombre de sources actives/massives HI-GAL des partiesproches et lointaines de ces bras. Ceci souligne une possible augmentation de l'activité de formationstellaire quand on se rapproche du centre.

On peut noter une grande concentration de sources entre 330° et 340° (à d~12 kpc) qui traceclairement une portion de bras. Légèrement décalées vers de plus petites distances relativement aubras ajusté ces sources tracent probablement le bras de Norma-Cygne. Le tracé du bras (en rose)provient de l'ajustement de Russeil (2007), la position des sources en fait est plus en accord avec letracé de Russeil (2003) non montré ici.

Peu de complexes étaient identifiés dans le bras de Norma-Cygne entre environ 323° et 328°. Celarend difficile la contrainte de la direction tangente de ce bras. Les sources Hi-GAL ne remplissentpas ces zones « vides » suggérant un déficit réel de formation stellaire dans cette zone. Malgré toutquelques sources aux environs de 320° et d~8-9 kpc pourrait être associées au bras suggérant alors

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S70 m Jy =405.215 /d 2

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une tangence à 320° au lieu de 323°.

Pour le bras de Scutum-Crux le tracé du bras avec les sources Hi-GAL est moins évident. Commepour le bras Norma-Cygne peu de complexes sont observés au delà de 323° le long de ce bras. Cedéficit de sources est nettement noté aussi avec les sources Hi-GAL. Ces dernières tracentclairement une portion de bras entre 310°, et d~7 kpc et 324° et d~12 kpc, une fois de plus en decà(en distance) du bras ajusté (en cyan).

Figure IV.3: Diagramme distance- longitude des sources compactes Hi-Gal (points gris). Lessources compactes associées à de la formation stellaire massive sont représentés par les symbolesbleus (cercles: sources avec S70m > 10 * S70m (B3); Rond pleins: sources avec S70m > 50 * S70m

(B3)). Les complexes de formations stellaires (Russeil 2003) sont représentés par des symbolesrouges (Carrés pleins: complexes avec U > 70 pc cm-2) . Les bras du modèle (Russeil 2007) sontSagittaire-Carène (rose clair), Ecu-Croix (cyan), Norma-Cygne (rose foncé) et Persée (vert).

Enfin un certain nombre de sources sont notées entre les bras Scutum-Crux et Carène, en particulierentre 300° et 309° et d entre 3 et 8 kpc. Mais dans ce domaine de longitude un grand nombre desources présentent des vitesses interdites qui nous obligent à les placer à la distance du pointtangent. Ceci était déjà observé lors du sondage H du plan Galactique (Russeil et al. 1998). Leurposition n'est donc pas certaine d'autant plus que la distance stellaire n'est pas disponible pour cessources. Les écarts de vitesse (figure IV.4) sont typiquement de 5 km/s en valeur absolue mais desvaleurs extrêmes de l'ordre de 19.5 km/s sont notées. Ce domaine de longitude entre 300° et 309°pointant dans un inter-bras il apparait alors intéressant de mieux localiser ces sources afin deconfirmer leur position dans l'inter-bras, de voir si elles tracent des sous structures tels que deséperons ou des ponts et de quantifier le mode de formation stellaire dominante (induite ou onde dedensité) en comparaison avec les sources des bras.

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Figure IV.4: Ecarts à la rotation circulaire des sources de vitesse interdite (vitesse plus grande envaleur absolue à la vitesse du point tangent). Cela donne une estimation des écarts à la rotationcirculaire dans notre Galaxie. La plupart de ces écarts sont inférieurs à 10 km/s. Malgré tout onnotera des valeurs plus importantes dans le domaine de longitude galactique ~307°- 308° .

Les résultats de cette analyse devront être comparés et précisés avec l'ensemble des données Hi-GAL sondant largement le plan de notre Galaxie. Il est important aussi d'établir la limite dedétection des données Hi-GAL pour mieux comprendre ce que l'on observe dans les partieslointaines des bras.

Perspectives

La théorie des ondes de densité de Lin & Shu (1964) suggère que la structure spirale est uneinstabilité dans le disque stellaire âgé et visible dans l'optique par la formation stellaire associée(Roberts 1969). Pour les galaxies flocculentes, des ondes dans le disque âgé ne sont pas vuessuggérant que ces galaxies sont purement dominées par la formation stellaire induite. Les galaxies àbras multiples (comme on pense que c'est le cas pour notre Galaxie) serait un cas intermédiaire.

Mais, l'onde de densité ne semble pas induire la formation des étoiles, en fait la fraction de gaz liédans les bras spiraux augmente avec l'importance des bras mais pas le taux de formation stellaire.L'observation de la formation stellaire dans les bras et la distribution du gaz dans des galaxiesmontre que l'induction de formation stellaire est faible (Foyle et al. 2010). L'effet principal des brasest de concentrer le gaz sans significativement changer le taux de formation stellaire par unité degaz. Ainsi la formation des étoiles peut aussi se faire dans les régions inter-bras. Les complexesmoléculaires géants semblent se former grâce aux « streaming motions » alors que le gazmoléculaire s'approche des bras et sont fragmentés à cause du « shear » quand ils quittent les bras(Koda et al. 2009).

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La grande résolution spatiale, due à la proximité du disque de notre Galaxie, devrait parl'intermédiaire du sondage Hi-GAL permettre de préciser ces différents aspects. En effet HiGAL(complémenté par des données HI et CO) devrait permettre :

• De tracer l'évolution du taux de formation stellaire et de l'efficacité de la formation stellaireavec la distance au centre, le long des bras et dans les inter-bras.

• De compter le nombre de bras gazeux par l'intermédiaire de graphiques intensité -longitudequi permettent de trouver les directions tangentes aux bras.

• De rechercher des structures de poussières froides dans les inter-bras pour comprendrecomment se forment les nuages moléculaire géants.

• De rechercher des éperons dans l'inter-bras et de voir si ils sont actifs en terme de formationstellaire ou non et ainsi de confirmer ou d'infirmer que notre galaxie n'est pas uneflocculente.

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V) Etude statistique de la distance des étoiles OB et distancedes régions HII

Etat de l'art

L'étude de la cinématique et de la structure de notre Galaxie requiert la détermination de ladistance. De plus l'étude physique de n'importe quel objet nécessite de connaitre la distance. Nousnous sommes donc attaché à déterminer au mieux la distance stellaire des régions HII pourlesquelles cette dernière n'est pas connue ou mal connue.

Pour cela nous avons dans un premier temps sélectionné depuis notre catalogue de complexes deformation stellaire (Russeil, 2003) les complexes du second et du troisième quadrant galactiquepour lesquels la distance n'était pas connue ou mal contrainte. L'intérêt de ces directions est:

1) On sonde le bras de Persée pour lequel des écarts à la rotation importants sont identifiésrendant incertaine la détermination de la distance cinématique.

2) On accède à des régions du bras externe (dit bras du Cygne) afin de préciser sa structure etd'accéder à des régions qui permettent de tracer la courbe de rotation à grande distancegalactique.

3) On accède à des régions dans la direction de l'anti-centre galactique. Dans un cône de 12°environ autour de la direction de l'anti-centre, la solution des équations relatives à la distancecinématique diverge. Pour ces régions la distance stellaire est alors la seule alternative pourdéterminer leur distance.

Nous avons ainsi sélectionné un échantillon de 32 régions HII pour lesquelles nous avons recherchéles étoiles excitatrices et déterminé leur distance (Russeil et al. 2007).

La première étape est d'identifier les étoiles excitatrices. Pour chaque région HII nous avons utiliséles images optique, radio et proche infrarouge (MSX). Les étoiles excitatrices sont localisées dansles parties centrales des régions HII, elles sont donc attendues à être localisées au centre del'émission radio et au centre de l'émission MSX-8m (le MSX-8m trace l'émission des PAHs quise trouvent localisées dans la région de photo-dissociation entourant les régions HII). Pour chaquerégion de l'imagerie UBV a été faite à l'OHP (sur le T120) permettant d'identifier par leur couleurles étoiles OB (fig). Le diagramme U-B versus B-V est un outil efficace pour sélectionner les étoilesOB: ces étoiles vont se retrouver au dessus de la courbe de rougissement standard.

Une fois identifiée, pour chaque étoile OB plus brillante que V = 17 mag. (limite de magnitude pourl'instrument CARELEC), nous avons obtenu le spectre entre 4000 A et 5000A afin de déterminerleur type spectral.

Pour la plupart des régions la détermination de la distance combinant la spectroscopie et laphotométrie a été possible, mais pour quelques régions étendues, trop lointaines pour faire de laspectroscopie, ou dont l'aspect est très diffus sans structure claire en radio et MSX-8m il n'a pasété possible d'identifier les étoiles excitatrices. Nous avons donc déterminé la distance de manièrestatistique depuis les données photométriques seules.

C'est le cas de la région BFS6 (fig. V.1). A partir du diagramme U-B versus B-V (fig. V.2) nousavons sélectionné les étoiles OB et déterminé la distance photométrique en faisant l'hypothèse quece sont des étoiles de type V (séquence principale). L'histogramme des distances permet alorsd'estimer la distance de la région HII. En associant la distance de BFS6 au pic principal del'histogramme nous établissons que la distance la plus probable pour BFS6 est 10 kpc. Cettedistance est en bon accord avec la distance de régions HII du même complexe pour lequel ladistance stellaire est connue.

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Figure V.2: (A): diagramme de couleur des étoiles dans le champ de BFS6. La courbe est laséquence principale et la ligne représente la ligne de rougissement (longueur de Av=5 mag) pourune étoile B3. (B): distribution en distance des étoiles plus massives que B3.

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Figure V.I : Image DSS de BFS6 (14.4' X 14.2') et contours radio.

(A)

(B)

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Etoiles OB dans la direction de NGC 6334 et NGC 6357

Fort de cette expérience nous avons appliqué une méthode similaire pour déterminer la distancestellaire de NGC6334 et NGC6357 afin de les replacer relativement à la structure spirale (NGC6334et NGC6357 sont localisées proche de la direction du centre galactique, la distance cinématiquen'est donc pas fiable). Nous avons en plus amélioré la méthode en déterminant de manièrestatistique la valeur du coefficient Rv (coefficient essentiel de la loi d'extinction) pour ces régions.

En effet la valeur de Rv est fortement dépendante des propriétés physiques de la poussière situéedans le voisinage de l'étoile. De nombreuses investigations montrent que la valeur moyenne de cecoefficient est Rv = 3.1 et est valable quasiment partout dans notre Galaxie (e.g. Wegner 1994).Mais il peut être plus grand dans la direction de régions de formation stellaire et d'amas ouverts(e.g. O'Dell et Wen, 1992 ). On peut donc s'attendre à une valeur plus élevée de Rv pour NGC6334et NGC6357.

A partir d'images UBV, obtenues avec VIMOS (sur le VLT), couvrant NGC6334, NGC6357 et lazone entre ces deux régions, nous avons sélectionné 2394 étoiles OB (fig. V.3). Nous avons cross-corrélé ce catalogue d'étoiles OB avec les données 2MASS et DENIS afin d'une part d'exclure lesétoiles dont le rougissement est intrinsèque (étoiles fortement enfouies) et d'autre part de déterminerle coefficient Rv par la méthode photométrique (e.g. Pandey et al. 2003) à partir des diagrammescouleur-couleur (de la forme – V versus B-V).

Nous déterminons ainsi que le coefficient d'extinction est plus élevé pour ces deux régions puisqueque nous trouvons Rv = 3.56 et Rv = 3.53 respectivement pour NGC6334 et NGC6357. Avec cesnouvelles valeurs de Rv nous déterminons un distance de 1.7±0.3 kpc et 1.9±0.4 kpc pourNGC6334 et NGC6357. Nous confirmons, à partir de la distance des étoiles excitatrices, que cesdeux régions HII sont bien à la même distance.

En parallèle nous avons tracé l'histogramme (fig. V.4) des distances pour l'ensemble des étoiles OBobservées (en supposant que les étoiles sont de type V et en adoptant une valeur moyenne de R v =3.47 pour l'ensemble de la zone couverte). De manière statistique, les différents pics de cethistogramme peuvent être associés aux différents bras présents sur cette ligne de vue.

Nous retrouvons notamment le bras du Sagittaire-Carène (pics à ~1.3 kpc), de l'Ecu-croix (à ~3 kpc)et de Norma (à ~4.6 kpc). On s'aperçoit que NGC6334 et NGC6357 sont localisés dans le bras duSagittaire-Carène. Ce bras apparait assez large (environ 1kpc d'épaisseur) et NGC6334-NGC6357est plutôt localisé sur le bord lointain de ce bras. Cela suggère un gradient d'âge avec les objets lesplus jeunes (régions HII) localisés sur le bord interne du bras et les objets plus évolués (étoiles OB,associations OB) localisés sur le bord externe du bras. Ceci a déjà été mis en évidence pour cemême bras du Sagittaire-Carène par Mel'nik et al. (1998). Or un gradient d'âge selon l'épaisseur dubras avec les étoiles les plus jeunes au niveau du bord interne et les étoiles plus âgées localisées surle bord externe est attendu si la formation stellaire est du au passage d'une onde de densité(Roberts, 1969, Martinez-Garcia et al. 2009). En effet, dans le modèle d'onde de densité stationnairedes bras, au dessous du rayon de corotation la matière tourne plus vite que l'onde de densité et doncelle rattrape le bras et pénètre le bras de son coté concave. Le gaz forme alors les étoiles proches dela zone de compression ainsi formée. Il est alors attendu une structuration spatiale selon l'épaisseurdu bras avec des zones de poussière sombres juste en début de bras suivi par les régions HII et enfinles objets jeunes plus évolués comme les associations OB et amas jeunes.

Dans cette représentation le fait de trouver un gradient d'âge pour le bras du Sagittaire-Carène dansla direction de NGC6334-NGC6357 suggère que NGC6334 et NGC6357 se trouvent à une distancegalacto-centrique plus petite que le rayon de corotation.

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Figure V.3: Diagramme Couleur-couleur des étoiles. La courbe est la séquence principale nonrougie. Le segment rouge (de longueur Av = 5 mag) présente le vecteur de rougissement (droited'extinction) standard (Schmidt-Kaler, 1983) pour une étoile B3V. Les étoiles OB sont situées audessus de la droite d'extinction.

Figure V.4: Histogramme (noir) des distances des étoiles OB (étoiles O en rouge, étoiles B en bleu)dans le champ de NGC6334-NGC6357. Seules les étoiles dont l'erreur sur la distancephotométrique est inférieure à 400 pc sont reportées. On a supposé que les étoiles étaient de type Vet un Rv moyen de 3.47 a été adopté.

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Maintenant que nous avons établi le catalogue d'étoiles OB pour NGC6334 et NGC6357, nousprojetons dès que possible d'établir le type spectral de ces étoiles pour préciser et confirmer notreapproche statistique. Pour cela nous planifions l'observation spectroscopique de ces étoiles.

Perspectives

Nous avons illustré l'importance des diagrammes U-B versus B-V pour la sélection et l'étudestatistique des distances des étoiles OB. Les histogrammes des distances permettent de localiser,pour une direction donnée, les bras présents sur la ligne de vue mais aussi de déterminer lesparamètres physique (masse, taille, luminosité) des objets associés aux complexes de formationstellaire. Combinés avec des données proche-infrarouge nous avons vu qu'il était possible dedéterminer le coefficient d'extinction Rv de manière statistique. Une perspective directe serait deconstruire de tels histogrammes pour de nombreuses directions du plan galactique afin de suivre lesbras stellaires jeunes et de faire une comparaison plus systématique entre la distance des traceursstellaires jeunes et des régions HII. En parallèle un suivi spectroscopique plus systématique desétoiles OB permettrait de préciser le type spectral et donc d'avoir des distances plus précises. Eneffet l'erreur typique sur la distance photométrique peut atteindre 50% alors que cette erreur tombe àde l'ordre de 10% si on a le type spectral. Ce gain de précision permettrait bien sur un tracé des brasstellaire plus précis et notamment d'avoir accès à des mesures plus précises de l'épaisseur des bras.

En parallèle le satellite GAIA devrait fournir la distance parallactique d'un millier d'étoiles OB quel'on pourra utiliser pour réajuster les tables de calibrations de magnitude absolue. GAIA devraitaussi permettre de tracer la courbe de rotation de notre Galaxie avec de meilleures barres d'erreurs etdes traceurs plus homogènement répartis. Enfin GAIA devrait donner accès à la structure spirale desétoiles âgées. La comparaison avec la structure spirale gazeuse (jeune) permettra de clarifier leurpositionnement/relation respectives et de « peser » les bras pour identifier ceux à l'origine dupotentiel gravitationnel.

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VI) Quel type de structure spirale pour notre Galaxie ?

Discussion

Comme nous l'avons souligné en section I, il reste encore des questions importantes à éluciderconcernant notre Galaxie: est elle grand-design, multi-bras ou flocculente? , est ce que les bras sontdes structures transitoires ou « long-lived »? sont ils des ondes de densité ou non ? quel est leurorigine et le mécanisme de support? quel est la relation entre la barre et la structure spirale ? ou setrouve le rayon de co-rotation?

N'étant pas spécialiste de la thématique extragalactique, je vais malgré tout essayer de replacer notreGalaxie dans ce contexte.

Les différentes approches théoriques expliquant les bras spiraux se divisent en 2 groupes: la théoriede structure spirale quasi-statique proposé par Lindblad (1964) et développée par la suite par Lin &Shu (1964, 1966) et la théorie de spirales transitoires induites par des interactions de marée ou desbarres comme envisagé par Toomre (1981) dans sa théorie de « swing amplification ».

De manière générale, l'origine des structures spirales n'est pas encore bien comprise. Quatreprincipaux modèles sont actuellement mis en avant (Elmegreen 2011) :

– Amplification « swing » aléatoire et localisée du gaz dans un potentiel stellaire stable. Cemodèle produit des galaxies flocculentes et un disque stellaire sous-jacent diffus (e.g. NGC5055). Les étoiles se forment dans de petites poches de gaz et de proche en proche. Leurdistribution est étirée en forme de spirale par la rotation différentielle. La structure spiraleest alors indépendante de l'auto-gravité du disque.

– Amplification « swing » aléatoire et localisée du gaz et des étoiles. Ce modèle produit desgalaxies à multiple bras stellaires et gazeux (e.g. NGC 3184) .

– Ondes transitoires et globales du gaz et des étoiles. Ce mode produit des bras spiraux longsà la fois stellaires et gazeux (e.g. NGC 628).

– Modes d'ondes stables dans les étoiles et le gaz. Ce mode serait à l'origine des structuresspirales avec deux forts bras d'étoiles et de gaz, associé à une perturbation globale commel'interaction avec une autre galaxie (e.g. M51)

Ainsi, la théorie des ondes de densité de Lin & Shu (1964) suggère que la structure spirale est uneinstabilité dans le disque stellaire âgé et visible dans l'optique par la formation stellaire associée(Roberts 1969). Pour les galaxies flocculentes, des ondes dans le disque âgé ne sont pas vuessuggérant que ces galaxies sont purement dominées par la formation stellaire induite. Les galaxies àbras multiples (comme on pense que c'est le cas pour notre Galaxie) serait un cas intermédiaire avecdeux bras spiraux stellaire. La théorie de «swing amplification» (Toomre, 1981) consiste en unrenforcement des modes par réflexion et réfraction dans les régions centrales et leur amplification àla co-rotation.

La détermination de la morphologie des galaxies est historiquement basée sur leur aspect visuel surdes images photographiques (e.g. Hubble 1926). Aux longueurs d'ondes optiques ce sont les étoilesjeunes et leur région HII associée, localisées préférentiellement le long des bras, qui dominent. Defait l'émission issue des régions HII est un traceur naturel des complexes de formation stellaireet donc de la structure spirale (e.g. Hodge et al. 1983) jeune et gazeuse. Mais il n'est pas encoreclair si la morphologie des galaxies change avec la longueur d'onde. Bertin et Lin (1996) observeque la morphologie des galaxies peut changer entre le proche infrarouge et l'optique. Elmegreen et

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al. (2011b) montre qu'à 3.6 m les galaxies à bras multiples en général contiennent deux brassymétriques internes et des bras fins, irréguliers et asymétriques avec de la formation stellaire surleur extension complète. Les galaxies « grand-design » avec barre ne présentent pas de disjonctiondans les parties externes des bras (les bras présentent une structure continue).

De même, Kendall et al. (2011) montrent que toutes les galaxies de son échantillon qui présententune structure spirale grand-design présentent aussi une structure grand-design dans le procheinfrarouge. Pour ce qui est des galaxies flocculentes quelques unes d'entre elles présentent unesubtile structure à 2 bras à 3.6 m (e.g. Elmegreen et al. 1999). En moyenne il existe une corrélationentre une barre galactique de forte amplitude et des amplitudes de bras importantes. Si les barrespeuvent induire les structures non-axisymétriques, elles n'induisent pas forcément des modes m=2(Kendall et al. 2011). Kendall et al. (2011) mettent en évidence une claire corrélation entre laprésence d'un compagnon et les structures « grand-design ». Malgré tout à l'inverse des galaxiesisolées peuvent être grand-design. Elmegreen & Elmegreen (1982) trouvent que la majorité desgalaxies SA isolées ont une structure flocculente et que les galaxies sans compagnon, ni barre sontplus souvent flocculentes. En bande K, un mode à deux bras semble plus souvent observéindépendamment de la structure optique (e.g. Seigar et al. 1998, 2003). Dans ce cadre on pourrait sedemander si notre Galaxie justement n'aurait pas deux bras stellaires qui serait a l'origine dupotentiel gravitationnel non-axisymétrique et quatre bras gazeux.

Comme nous l'avons vu la structure dans le proche infrarouge souligne deux bras pour notreGalaxie (le Bras de Persée et le bras de l'Ecu-Croix). Inversement, nous trouvons que le bras duSagittaire-Carène est un bras majeur de notre Galaxie en terme de richesse en région HII et enbrillance, alors qu'il n'est quasiment pas vu dans le proche infrarouge. Le fait que l'émission dans leproche infrarouge est dominée par l'émission des étoiles âgées et d'âge intermédiaire (e.g. Rhoads1998) cela suggérait que les bras de Persée et de l'Ecu-Croix pourraientt être les deux bras stellairestandis que les autres bras, en particulier le bras Sagittaire-Carène sont plutôt les bras gazeux.

La plupart des galaxies grand-design ont des bras spiraux qui s'enroule sur 180°- 360°, voir jusqu'à540° dans le cas de NGC628. A l'inverse, les galaxies qui n'ont pas de bras stellaires continusprésentent des bras segmentés s'enroulant sur moins de quelques dizaine de degrés (Kendall et al.2011). L'enroulement des bras de notre Galaxie est typique de « grand-design » puisque ses brass'enroulent tous sur plus de 180°.

Cela soulève un point intéressant: comment se relie la structure spirale gazeuse (tracées par lesobjets gazeux, gaz moléculaire, régions HII et les étoiles jeunes associées) et la structure spiralestellaire (constituée d'étoiles évoluées) vis à vis de la formation stellaire?

Les interprétations actuelles des structures spirales suggèrent que les bras spiraux « grand design »et la partie symétrique des galaxies à bras spiraux multiples sont des ondes primaires. Le gaz tombealors dans le puits de potentiel subissant des chocs et créant des bandes de poussière. La formationstellaire se fait alors dans le gaz moléculaire dense, que les étoiles OB dispersent ensuite. Lescomplexes moléculaires géants semblent se former grâce aux « streaming motions » alors que le gazmoléculaire s'approche des bras et sont fragmentés due au « shear » quand ils quittent les bras (Kodaet al. 2009). Mais, l'onde de densité ne semble pas induire la formation des étoiles, en fait lafraction de gaz gravitationnellement lié dans les bras spiraux augmente avec l'importance des brasmais pas le taux de formation stellaire. L'observation de la formation stellaire dans les bras et ladistribution du gaz dans des galaxies montrent que l'induction de formation stellaire est faible(Foyle et al. 2010). L'effet principal des bras serait donc de concentrer le gaz sans significativementchanger le taux de formation stellaire par unité de gaz. Ainsi la formation d'étoiles peut aussi sefaire dans les régions inter-bras.

Un certain nombre de modèles et simulations ont été faites pour justement comprendre la relationentre la structure spirale gazeuse et stellaire (Baba et al. 2009, 2010, Bissantz et al. 2003, Martos etal. 2004, Lépine et al. 2001, Fux 1999, Englmaier et Gerhard 1999, Weiner et Sellwood 1999).

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On retiendra en particulier le modèle de Martos et al. (2004) qui montre qu'un potentielgravitationnel à deux bras stellaires peut induire une réponse du gaz donnant une structure spiralegazeuse à 4 bras (fig. VI.1).

De même les travaux de Baba et al. (2009) modélisent la formation de 4 bras spiraux dans unmodèle de bras non stationnaire. Tenant compte de la formation stellaire depuis le gaz froid et leretour énergétique par des super-novae, ils montrent que dans ce cas le gaz tend à être spatialementassocié avec les bras stellaires. De plus la structure et le nombre des bras stellaires changent sur uneéchelle de temps de quelques périodes de rotation. En effet les bras se mélangent entre eux et/ou sedivisent en 2 bras ou plus. Ainsi, les simulations de Baba et al. (2009) et Wada et al. (2011)semblent suggérer que les étoiles jeunes et les bras stellaires sont en concordance spatiale.

En parallèle, la signature cinématique va être différente selon le modèle. Pour un modèle standardd'onde de densité stationnaire les « streaming motions» présentent (dans le référentiel tournant dupotentiel spiral) des directions ordonnées alors que dans le modèle de bras transitoires les directionsvont être orientées aléatoirement (fig. VI.2). Contrairement au modèle d'onde de densité les écarts àla rotation circulaire ne sont plus reliés au « streaming motion » mais apparaissent avec desdirections (relativement à la rotation générale) aléatoires et sont dus au flot de gaz dans le potentielgravitationnel des bras. En grandeur les écarts à la rotation circulaire sont de l'ordre de 20 à 30 km/spour le modèle transitoire et légèrement plus importantes pour le modèle standard. En effet des simulations récentes peuvent expliquer la formation de bras sans la présence de barre(Wada et al. 2011). Dans ces simulations les bras apparaissent plutôt comme des structurestransitoires et les étoiles jeunes et le gaz froid sont localisés aux mêmes endroits que les brasstellaires.

Figure VI.1: Modèle de Martos et al. (2004) montrant la structure spirale stellaire (carrés) al'origine du potentiel gravitationnel et la réponse du gaz (densité du gaz en niveau de gris ). On voitbien que 4 bras gazeux apparaissent dont deux sont en correspondance avec les bras stellaires etles deux autres sont entre les bras stellaires.

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De plus dans les modèle d'onde de densité, il est attendu que le « streaming motion » change dedirection selon que l'on est à l'intérieur ou non de la corotation: à l'intérieur du rayon de corotation,le « streaming motion » du gaz tendra à être dirigé vers l'intérieur pour les principales parties desbras. Ceci s'inverse pour des régions situées au delà de la corotation. L'étude des écarts à la rotation circulaire dans notre Galaxie (qui ne concerne que les bras proches)montre plutôt une cinématique ordonnée avec une inversion à la corotation (Russeil, 2007). Cetaspect observationnel est donc plus en accord avec une structure des bras due à une onde de densité.Ceci est corroboré par le gradient d'âge observé pour le bras du Sagittaire-Carène (section V).

Figure VI.2: Modèle de Baba et al. (2009) montrant la structure spirale stellaire jeune (pointsbleus) et gazeuse (gaz froid, points verts) superposées sur la distribution stellaire agée (en orange).

Dans les galaxies « grand-design », des éperons sont fréquemment observés. Wada et Koda (2004)expliquent ces structures par des instabilités de Kelvin-Helmotz dans le gaz choqué des bras. Ainsiselon le type de courbe de rotation et l'enroulement des bras (caractérisé par l'angle d'enroulementnommé « pitch-angle ») le gaz choqué au niveau du front de choc peut développer des instabilitéssous forme d'ondulations et de noeuds denses (avec des structures allongées moins denses). Deséperons se développent (espacés régulièrement) dans les régions inter-bras et peuvent induire de laformation d'étoiles. La stabilité de l'onde de choc (les bras) dépend du « pitch-angle »: les ondessont stables si i=5° alors que les instabilités sont importantes si i=20°. En parallèle l'onde de choc

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spirale reste stable si la courbe de rotation est plate. Ils montrent que les choc spiraux générés dansun disque fin non auto-gravitant peuvent être dynamiquement instables et ainsi présenter un front dechoc ondulant avec la formation éventuelle de noeuds dans le gaz compressé.

Figure VI.3: Mouvements particuliers (vecteurs superposés à la densité de surface du gaz froid)calculés pour le modèle de bras transitoire (gauche) et le modèle standard d'onde de densitéstationnaire. Les vitesses sont relatives au référentiel spiral en rotation. Par rapport au modèlestandard, dans le modèle transitoire la matière « tombe » dans le potentiel du bras depuis les deuxcotés.

Figure VI.4: Les images du haut sont: (à gauche) le Modèle à 4 bras de notre Galaxie (Russeil etal. (2003); (à droite) la vue d'artiste du modèle à deux bras Churchwell et al. (2009). En bas:images de NGC 1232 à différentes longueurs d'onde (de gauche à droite : FUV-GALEX, H,WIRCAM-JHK, Spitzer I1).

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Dans ce contexte, avec un « pitch-angle » typique de 12° (Russeil, 2003) et une courbe de rotationplate, notre Galaxie est un cas intermédiaire, et l'on peut s'attendre au développement d'éperons danssa sous-structure. Cet aspect est souligné par la présence de l'éperon local qu'est le « bras » d'Orion.

Perspectives

Pour tenter de préciser les caractéristiques de notre Galaxie nous proposons de nous tourner vers lagalaxie NGC1232. Cette galaxie est connue pour être la soeur jumelle de la notre (Buser 2000).Comme la Galaxie, NGC1232 possède 4 bras optiques, un bulbe central barré, un plateau de sacourbe de rotation autour de 220 km/s (vanZee et al. 1999) et un gradient de métallicité similaire(Bresolin et al. 2005). Sa faible inclinaison (27°) et sa taille angulaire relativement importantepermettent l'étude de la structure de ses bras et de ses inter-bras.

Nous avons déjà accumulé un ensemble conséquent de données multi-longueur d'onde. Depuis lesbases de données nous avons récupéré les images SPITZER à 3.6 m et 4.5 m, les images , U,B, V, R et I depuis les archives de l'ESO et enfin l'image UV de GALEX. Nous avons complété cesdonnées avec des images J, H Ks faites au CFHT avec WIRCAM (programme 10BF03, P.I.: D.Russeil) couvrant 20' X 20' de champ. En plus une image en z' de 12' X 12' a été obtenue avecl'imageur optique du SOAR (P.I. Adami). Les données en WIRCAM et en bande z' ont été réduitesavec les outils Terapix (Scamp et Swarp). L'image z' a été réduite par C. Adami et les imagesWIRCAM ont été réduites par le groupe Terapix.

Une première approche consistera à identifier la relation entre les bras optiques et les brasinfrarouges. Ensuite, nous voulons tester avec cette galaxie combien la méthode de déterminationdu nombre de bras par la recherche des directions tangentes est bonne. Dans ce but nous allonsconstruire les profils longitude-intensité comme vu par un observateur dans NGC1232 en tenantcompte au mieux de l'extinction aux différentes longueurs d'onde. A partir de ces profils nouscomparerons le nombre de bras et la position des directions tangentes à l'information donnéedirectement par les images en fonction de la longueur d'onde.

En parallèle, toutes les données multi-longueur d'onde vont permettre d'échantillonner efficacementla SED des complexes de formation stellaire depuis le Far-UV jusqu'au proche infrarouge. Cela vapermettre d'étudier les propriétés des complexes et de la formation stellaire associée.

Une demande Herschel avait été faite pour compléter cette étude dans l'infrarouge lointain, mais ellen'a malheureusement pas été retenue.

Enfin, nous espérons aussi profiter du futur instrument 3DNTT (interféromètre de Perot-Fabry) pourétablir la courbe de rotation optique de NG1232 afin d'identifier, quantifier et de comparer avecnotre Galaxie, les « streaming motions » dus aux bras et leur impact sur la formation stellaire àgrande échelle.

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CONCLUSIONUne perspective générale et naturelle serait d'approfondir la comparaison de notre Galaxie avec lesgalaxies extérieures proches. Mes tentatives infructueuses dans le cadre du sondage GHASPpourront sans doute être renouvelées au delà du simple exemple de NGC1232. En effet plusieursquestions soulevées par l'étude de notre Galaxie restent à résoudre précisément et pourraient trouverune solution à partir, par exemple, de l'étude d'un échantillon large de galaxies spirales proches:étude statistique de la longueur et du pitch-angle des bras, comparaisons des courbes de rotationbras par bras, et bras-interbras, quantification de l'écart à la rotation circulaire le long des bras,comparaisons bras optique - bras IR ... etc. Il ne m'a pas été possible jusqu'à présent, pour desraisons variées, d'approfondir ces aspects. De même la perspective de mener le pendant nord àl'OHP du sondage H du plan galactique par Pérot-Fabry à balayage n'a pu être concrétisée, maisreste un projet qui pourrait être réalisé.

L'impact des données issues du satellite Herschel sur les différentes thématiques astronomiques nefait que commencer. Le sondage Hi-GAL s'annonce comme une source unique de données FIR duplan de notre Galaxie dont les différentes applications seraient : le tracé des profils longitude-intensité dans les différentes longueurs d'onde (pour identifier les directions tangentes dans cedomaine de longueur d'onde), l'étude de la formation stellaire dans les bras et dans les inter-bras,l'étude de la distribution filamentaire de la poussière froide ...

L'avenir proche va nous fournir deux outils uniques dans l'investigation en haute précision endistance (GAIA) et en haute résolution spatiale (ALMA). Ces instruments vont ouvrir de nouveauxhorizons. Grâce à sa haute résolution spatiale ALMA va permettre de sonder les premières phasesde la formation des étoiles massives grâce à l'étude de la fragmentation, l'étude physico-chimique etcinématique/dynamique des coeurs denses et massifs mis en évidence grâce à Herschel.De son coté GAIA va fournir la distance parallactique de plusieurs milliards d'étoiles. Lescatalogues issus de GAIA devraient avoir un impact important concernant l'étude de notre Galaxie(même si les étoiles OB plus loin que 5 kpc ne seront pas observables). Citons quelques exemples:amélioration de la précision des calibrations Mv – type spectral, tracé d'une courbe de rotationprécise, structure spirale stellaire (étoiles âgées) ...Enfin, un apport important et unique repose sur l'étude précise de la cinématique des régions HII, enparticulier avec l'étude du profil de la raie H au niveau des régions de photo-dissociation pourdéterminer l'impact de ces régions sur leur environnement vis à vis par exemple du processus deformation stellaire induite.

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Remerciements

Je tiens avant tout à remercier Yvonne Georgelin qui m'a permis de m'impliquer dans la thématiquegalactique, en une période difficile, et à qui je dois sans nul doute en grande partie mon recrutementen tant que MdC. Je tiens aussi à remercier Etienne Lecoarer pour son dévouement à la « causegalactique » et sans qui les programmes de traitement spécifique des cubes Hn'auraient pu évolueret être maintenus jusqu'à nos jours. Je tiens aussi à remercier Lise Deharveng et Annie Zavagno pour m'avoir accueilli au sein de leuréquipe et donné les moyens de poursuivre et d'étendre à l'infrarouge lointain l'étude de ce sujet quime tient à coeur: notre Galaxie.Je tiens à remercier tout les enseignants de la fac que j'ai la chance de cotoyer et avec qui je partagece dévouement permanent pour l'enseignement et le bien-être des étudiants. Je tiens particulièrement à remercier Christophe pour son soutien permanent au travail comme à lamaison et à Thomas et Lucas pour leur patience et sacrifice au nom de la science et del'enseignement. Je n'oublie pas mes frères, soeur, neveux, Nana et Guy, Mamichou, etc ... qui fontque mon cadre de vie familial est propice pour mon épanouissement scientifique. Enfin un merci astronomique à mes parents pour leur soutien inconditionnel et sous toutes lesformes depuis toujours.

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Références

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