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Astronomie Extragalactique

Astronomie Extragalactique. Cours 2: ISM (HI, H a , H 2 ). ISM (Inter-Stellar Medium). Mélange de gaz et de poussière (M gaz /M poussière ~ 100) 3 phases: cold ( ~10K), warm (~1000K), hot (>1000K) Composition: molécules, atomes, ions Diffus ou petits & gros nuages

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Astronomie Extragalactique

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Presentation Transcript

  1. Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 2: ISM (HI, Ha, H2)

  2. Département de physique ISM (Inter-Stellar Medium) • Mélange de gaz et de poussière (Mgaz/Mpoussière~ 100) • 3 phases: cold (~10K), warm (~1000K), hot (>1000K) • Composition: molécules, atomes, ions • Diffus ou petits & gros nuages • <densité> = 1 atom/ cm3

  3. Composante gazeuse importante parce que: Étoiles s’y forment Évolution des étoiles rejette le gaz enrichi Raies d’émission pour tracer le potentiel Raie HI à 21 cm Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

  4. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies • Atome d’hydrogène a 2 états dans son ground level, séparés par leur couplage spin-orbite • Les spins parallèles ont une énergie plus grande que les spins anti–parallèles • Le decay produit l’émission d’un photon à 1420.406 MHz. Spin-flip par collision Decay ~ 107 années

  5. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies • HI est optiquement mince, de sorte que la masse HI peut être calculée à partir du flux mesuré dans le faisceau TB = brightness Temp. in K • Sn = flux radio en Jy • Vr = vitesse en km/sec • D = distance en Mpc

  6. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies Puche, D., Carignan, C.& Bosma, A. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990)

  7. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies NGC 2915-BCD Optique: AAT Radio: ATCA (Meurer, G.R., Carignan, C., Beaulieu, S. & Freeman, K.C. 1996)

  8. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies NGC 6946 Radio: WSRT & DRAO Carignan et al. 1990

  9. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies 2 MASS image Galaxie Circinus – données ATCA

  10. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies • Contenu en HI pour différents types • Rapport masse HI / masse totale • Rapport M/LB

  11. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies • Contenu relatif HI vs morphological type • MHI/LB est souvent utilisé pour comparer à d’autres paramètres galactiques

  12. Département de physique Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies • HI-deficiency dans le Virgo cluster. • MHI/LB versus luminosité bleue. • Un grand nombre des galaxies de Virgo ont un MHI/LB beaucoup plus petit qu’attendu pour leur luminosité.

  13. Département de physique Relation TF HI • La relation de Tully-Fisher : largeur du profil HI DV vs. magnitude absolue pour les galaxies spirales [Tully, R.B., & Fisher, J.R. Astron. Astrophys. 54 (1977) 661].

  14. Département de physique Relation de TF en HI • La relation « bleue » de Tully-Fisher - logarithme de la magnitude absolue bleue corrigée M0,iB,T versus logarithme de la largeur de ligne corrigée HI Dv0,i – pour un échantillon de galaxies proches. • Les galaxies naines montrent une plus grande dispersion due aux incertitudes sur leur inclinaison.

  15. Département de physique Ha in galaxies

  16. Département de physique Ha in galaxies Les * OB et les régions HII ionisées par ces étoiles marquent très bien les bras spiraux NGC 5427, *OB tracent SFR

  17. Département de physique Ha in galaxies NGC 628 FaNTOmM OmM

  18. Département de physique Ha in galaxies • Les galaxies près du centre ont perdu du gaz par ram pressure du IGM (semblable à la situation avec le HI) (Chemin 2004)

  19. Département de physique H2 (via CO) in galaxies

  20. Département de physique H2 (via CO) in galaxies

  21. Département de physique H2 (via CO) in galaxies

  22. Département de physique H2 (via CO) in galaxies • Co (H2) semble distribué comme les étoiles • Pas surprenant car c’est dans les nuages H2 que les étoiles se forment

  23. Département de physique H2 (via CO) in galaxies • Contours CO superposés sur une image HST • Trace très bien les contours des bras spiraux Aalto et al. 1999

  24. Département de physique H2 (via CO) in galaxies Dsik-dominated – galaxies normales Nuclear dominated – galaxies actives (Sakamoto et al. 1999)

  25. Département de physique H2 (via CO) in galaxies • H2 via CO est intéressant mais: • le taux de conversion H2/CO peut varier en fonction du type morphologique • le taux de conversion H2/CO peut varier en fonction du rayon dans la galaxie • ne peut être utilisé dans les galaxies naines p.e. si les abondances de C et O sont faibles (non-détection du CO ne veut rien dire sur la présence du H2)

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