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Journée des Post-Docs du LUTH

Journée des Post-Docs du LUTH. Présentée par Estelle Bayet. Etude de la formation des étoiles dans les régions de Photo-Dissociation des galaxies proches. * Post-Doc (ATER) sous la direction de Jacques Le Bourlot en collaboration avec Frank Le Petit et Evelyne Roueff

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  1. Journée des Post-Docs du LUTH Présentée par Estelle Bayet Etude de la formation des étoiles dans les régions de Photo-Dissociation des galaxies proches * Post-Doc (ATER) sous la direction de Jacques Le Bourlot en collaboration avec Frank Le Petit et Evelyne Roueff * Thèse soutenue au Laboratoire de Radioastronomie de l’ENS (LERMA) et en ligne sur www.lra.ens.fr/~bayet

  2. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations IV III La modélisation Au LUTH…

  3. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • L’échantillon de galaxies • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Au LUTH…

  4. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • L’échantillon de galaxies • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Au LUTH… • Les modèles LVGs • Les modèles PDRs

  5. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • L’échantillon de galaxies • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Au LUTH… • Les modèles LVGs • Les modèles PDRs • Calcul des taux de photodestruction • Mise à jour des sections efficaces

  6. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • L’échantillon de galaxies • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Au LUTH… • Les modèles LVGs • Les modèles PDRs • Calcul des taux de photodestruction • Mise à jour des sections efficaces

  7. I INTRODUCTION : Contexte et principales notions • BUT : accroître notre connaissance sur le rôle du gaz dans la formation des étoiles dans les galaxies Tête deCheval (nébuleuse d’Orion) Nébuleuse de l’aigle

  8. I INTRODUCTION : Contexte et principales notions • MOYEN : étude du refroidissement du gaz moléculaire chaud et dense dans les noyaux de galaxies

  9. I INTRODUCTION : Contexte et principales notions • MOYEN : étude du refroidissement du gaz moléculaire chaud et dense dans les noyaux de galaxies Rayonnement UV ou FUV Chauffage dugaz (+poussières) : • Effet photoélectrique sur les grains • Désexcitation collisionnelle de H2 Refroidissement du gaz(+ poussières ) Les étoiles jeunes et massives Émissions Pour le gaz : • si Av < 2 : [CII], [OI], H2… • si Av > 2 : C, CO,…

  10. I INTRODUCTION : Contexte et principales notions • MOYEN : étude du refroidissement du gaz moléculaire chaud et dense dans les noyaux de galaxies • Peu étudié • Caractérisé par les émissions SUBMILLIMÉTRIQUES et MILLIMÉTRIQUES • Des deux raies de structure fine du carbone neutre C (transitions électroniques) C(3P1-3P0) à υ = 492 GHzet C(3P2-3P1) à υ = 809 GHz λ~ 610 μmλ~ 370 μm • Des raies rotationnelles du monoxyde de carbone CO de 12CO(1-0) à 12CO(7-6) soit υ = 115 GHz à 806 GHz (λ~ 2600 μm à~ 370 μm) et de 13CO(1-0) à 13CO(3-2) soit υ = 110 GHz à 330 GHz (λ~ 2700 μmà~ 910 μm) Rq : Raies à haut-J du CO = transitions ≥ 4-3 Par ex : 12CO(4-3)  Jupper = 4, Jlower = 3

  11. I INTRODUCTION : Contexte et principales notions • MOYEN : étude du refroidissement du gaz moléculaire chaud et dense dans les noyaux de galaxies • Peu étudié • Caractérisé par les émissions SUBMILLIMÉTRIQUES et MILLIMÉTRIQUES • Des deux raies de structure fine du carbone neutre C (transitions électroniques) C(3P1-3P0) à υ = 492 GHz et C(3P2-3P1) à υ = 809 GHz λ~ 610 μmλ~ 370 μm • Des raies rotationnelles du monoxyde de carbone CO de 12CO(1-0) à 12CO(7-6) soit υ = 115 GHz à 806 GHz (λ~ 2600 μm à~ 370 μm) et de 13CO(1-0) à 13CO(3-2) soit υ = 110 GHz à 330 GHz (λ~ 2700 μmà~ 910 μm) Rq : Raies à haut-J du CO = transitions ≥ 4-3 Par ex : 12CO(4-3)  Jupper = 4, Jlower = 3 Plus facilement détectables car zones les plus brillantes + actives Les 20’’-50’’ les plus centraux (les 100pc à 1kpc les plus internes suivant les sources)

  12. I INTRODUCTION : Contexte et principales notions • RÉSUMÉ : Information sur l’activité de formation des étoiles jeunes et massives (FUV) Quantifier le refroidissement du gaz moléculaire Collecter les émissions submm & mm Observations Modèles Propriétés physiques et chimiques du milieu observé (gaz moléculaire)

  13. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • L’échantillon de galaxies • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Au LUTH…

  14. OBSERVATIONS : L’échantillon de galaxies II Propriétés : - accessibles depuis l’hémisphère nord  télescopes - brillantes dans les premières transitions du CO comme les raies 12CO(1-0), (2-1) (Gerin & Phillips, 1998, 2000)  détectables - ~ 20 galaxies proches (D < 10Mpc) présentant des types de noyau différents  éventail de conditions physiques large : galaxies spirales normales : IC 342, NGC 6946, M 51 galaxiesirrégulières : Henize 2-10 , IC 10 galaxies à flambée de formation d’étoiles : M 82, M 83, NGC 253 galaxies en interaction : NGC 6090, IRAS 10565+2448, Les Antennes ULIRGs : Markarian 231, Arp 220 LINER: NGC 4736, NGC 3079 … IC 342, NGC 6946 , Henize 2-10, IC 10 M 83, NGC 253 Les Antennes pas échantillon complet (biais) mais niveau de représentativité correct

  15. OBSERVATIONS : L’échantillon de galaxies II IC 342 : 21.4’ x 20.9’ NGC 253 : 27.5’ x 6.8’ IC 10 : 6.8’ x 5.8’ Antennae : NGC 4038 : 5.9’ x 3.2’ Overlap : 3.1’ x 1.6’ Henize 2-10 : 30’’ x 40’’ M 83 : 12.9’ x 11.5’ NGC 6946 : 11.5’ x 9.8’

  16. OBSERVATIONS : Les Télescopes II Interféromètre de l’IRAM -Plateau de Bure (Alpes du Sud –France) Caltech Submillimeter Observatory (Hawaï –USA) + L’antenne de 30 m de l’IRAM (Grenade –Espagne)

  17. OBSERVATIONS : L’échantillon de raies (exemples d’ IC 10) II • Calibration, traitement et analyse des données • Ajustement gaussien de la raie • L’aire intégrée Aobs en Kkms-1 • Le maximum d’intensité (Tmax en K) • La largeur à mi-hauteur (Δv en kms-1) • Les erreurs relatives de chaque variable • A partir de Aobs, on calcule les Iobs (en Wm-2sr-1) et les Fobs (en Wm-2) de chaque raie détectée dans chaque source !

  18. OBSERVATIONS : Les rapports de raies (contraintes des modèles) II • Pour comparer l’efficacité de refroidissement des différentes raies observées (émission)  exprimerAobs ,Iobs et Fobssous la même résolution spatiale donc CONVOLUTION à la résolution finale de 21.9’’(taille de lobe principal du CSO à 345 GhZ) I) Calculs des taux de refroidissement (ou énergie totale rayonnée) • source, taux de refroidissement OBSERVÉS du 12CO >> 13CO et 12CO >> C et les raies dominantes: 12CO(6-5) et (7-6), 13CO(3-2) et C(3P2-3P1) • Mêmes remarques pour des objets lointains (quasars z > 2), cf Cox et al. 2002, Bertoldi et al. 2003, Pety et al. 2004 et Walter et al. 2004, …  cohérence objets proches-lointains • Taux de refroidissement du 12CO pour galaxies à flambée de formation d’étoiles > galaxies spirales normales > galaxies irrégulières  diagnostic de l’activité de formation des étoiles ? II ) Rapports de raies qui caractérisent mieux le gaz moléculaire chaud et dense 12CO(3-2)/ 12CO(4-3) (6-5) (7-6) ou 12CO(3-2)/ 13CO(3-2) … • COMPLETER ECHANTILLON DE RAIES AVEC MODELES

  19. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • L’échantillon de galaxies • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Au LUTH… • Les modèles LVGs • Les modèles PDRs

  20. MODELES : LVG (Large Velocity Gradient) III • But : reproduire l’émission des raies observées (rapports) en déterminant la population des niveaux d’énergie + résolvant l’équation de transfert radiatif • Moyens : modèles LVGs : très fort gradient de vitesse dans la couche de matière pb tjrs non linéaire mais local (γ émis parviennent directement à l’observateur)  TK + densité uniformes • 3 paramètres d’entrée : Température cinétique du gaz (TK) Densité de colonne de la molécule X divisée par la largeur en vitesse (N(X)/Δv) Densité du gaz (n(H2)) + caractéristiques spectroscopiques de la molécule (niveaux d’énergie, coeff de collisions, proba. de transitions…) (+ facteur de remplissage estimé a posteriori) + nbre de transitions Calcul de moindres carrés (avec erreurs) entre Observations et Prédictions  Sauvegarde des 3 paramètres d’entrée : ceux qui reproduisent le mieux les observations  « meilleurS » modèleS LVGs • Modèles développés par M. Pérault à partir de Goldreich & Kwan (1974) et deDe Jong et al. (1975) é é é è è

  21. MODELES : LVG (Large Velocity Gradient) III • Zones sombres = zones de Δχ2 minimum = zones de meilleurs modèles (valeurs des rapports prédits diffèrent de ≤ 3%) n(H2) et TK bien contraintes n(H2) bien contrainte TK bien contrainte Bayet et al. 2005, A&A, soumis

  22. MODELES : PDR (Régions de Photo-Dissociation) III • But : reproduire l’émission des raies observées (rapports) en tenant compte en plus  du rayonnement des étoiles jeunes  de l’équilibre thermique (processus de chauffage + refroidissement)  simultanément de la chimie de ≠ espèces présentes dans le MIS  gradients d’abondance (résolus dans PDRs)  des poussières • 2 paramètres d’entrée qui varient : Champ de rayonnement FUV (χFUV) Densité du gaz (n(H)) + caractéristiques des poussières (distribution taille, nature…), sections efficaces de collisions, taux de réactions chimiques, taux d’excitation collisionnelle… STANDARDS Calcul de moindres carrés (avec erreurs) entre Observations et Prédictions  Sauvegarde des 2 paramètres d’entrée qui reproduisent le mieux les observations  « meilleurS » modèleS LVGs • Moyens : modèles PDRs : axés sur la formation et la destruction de H2, géométrie plane parallèle illumination des deux côtés de la couche de matière (galaxies à flambée de formation d’étoiles mieux reproduites) Modèles développés par Le Petit et al. 2005, Le Bourlot et al. (1993) [Le Petit et al. 2002, Hollenbach & Tielens 1999,…] Inspirée de Hollenbach & Tielens (1999)

  23. MODELES : PDR (Régions de Photo-Dissociation) III • Zones blanches = zones de Δχ2 minimum = zones de meilleurs modèles (valeurs des rapports prédits diffèrent de ≤ 4%) χFUVet n(H) mal contraints χFUVet n(H) bien contraints χFUVbien contraint Bayet et al. 2005, A&A, soumis

  24. MODELES : III • Détermination du meilleur modèle  paramètres physiques qui reproduisent le mieux le gaz moléculaire chaud et dense Bayet et al. 2005, A&A, soumis • Conclusions : I) RAIES autres raies dominantes du refroidissement :12CO(5-4)  raies utiles pour discriminer les modèles : 12CO(8-7), (9-8)  opacité du 12CO(6-5) (régions profondes sondées dans le nuage) : 13CO(6-5) •  raies à bas-J du CO mal reproduites : attendu car étude du gaz chaud (nécessité de modèles multi-composantes Bayet et al. 2006, A&A, en préparation)

  25. MODELES : III • Conclusions : II) meilleur estimation des Taux de refroidissement (+ comparaison OBSERVATIONS) • Conclusions : III) Intérêt des résultats  Propriétés physiques moyenne du gaz (estimation qualitative car dégénérescence des modèles)  Robustesse des valeurs des taux + rapports de raies + courbe d’Etot rayonnée en CO: • Préparation d’observations • Diagnostic pour objets lointains détectés seulement à haute fréquence,… • Travail effectué pour les autres sources + paramètres physiques + zones de meilleurs modèles obtenues (minimisation de la méthode des moindres carrés)

  26. MODELES : III Position des pics seulement due à des différences dans les conditions physiques internes des noyaux de galaxies !! (variation de ΔJ=1 significative d’un point de vue énergétique ) Forme des courbes d’Etot rayonnée  prédictions robustes  diagnostic possible de l’activité stellaire des galaxies proches et plus lointaines si observées en CO !!! Bayet et al, 2004, A&A, 427, 45 Bayet et al. 2005, A&A, soumis

  27. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • L’échantillon de galaxies • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Au LUTH… • Les modèles LVGs • Les modèles PDRs • Calcul des taux de photodestruction • Mise à jour des sections efficaces

  28. Au LUTH : améliorations du modèle PDR IV I) Les taux de photodestruction (k) des réactions chimiques : photo-dissociation & photo-ionisation : Avant: k = γ (χ– e – β Av + χ+ e – β (Avmax –Av) ) avec γ : probabilité de photodissociation dans champ de rayonnement moyen non avec β : facteur d’extinction (que poussières prises en compte) avec Av  profondeur dans le nuage (Avmax  extinction totale du nuage) Flux FUV Après : en chaque point du nuage, intégrale sur le champ de rayonnement correspondant k = 1/h ∫λtσλ uλ dλavec σλ : sections efficaces de photodestruction avec uλ : densité d’énergie radiative avec λt : seuil de destruction 912 • Pratiquement  Coder une nouvelle routine en fortran 95 cohérente avec le reste du prog • Intérêt : effets de protection par H2 inclus /seul effet des poussières avant

  29. Au LUTH : améliorations du modèle PDR IV II) Mise à jour des valeurs de σλpour toutes les espèces mises en jeu dans les réactions : • Sections d’ionisation du • soufre issues de • TopBase (Claude Zeippen) • Importance du développement des bases de données Domaine de l’UV lointain  bcp d’absorption par H2 dans les nuages diffus • Pratiquement  Recherches bibliographiques Le Petit et al. 2005

  30. Au LUTH : modifications du modèle PDR IV III) Résultats sur le soufre : Le Petit et al. 2005

  31. Introduction I • Contexte • Principales Notions V II Conclusions Les observations • Résumé des résultats • Prolongements • L’échantillon de galaxies • Les Télescopes • L’échantillon de raies • Les rapports de raies IV III La modélisation Perspectives • Les modèles LVGs • Les modèles PDRs • Comparaisons à basse résolution avec des données IR • Comparaisons à haute résolution avec des données IR

  32. CONCLUSIONS V • Observations pour la première fois des raies 12CO(7-6) à υ = 806 GHz et C(3P2-3P1) à υ = 809 GHz dans un échantillon de galaxies proches • Grâce à des modèles perfectionnés, détermination des propriétés physiques (TK, n(H2), N(CO)/Δv, χFUV, 12CO/13CO,…) de 8/20 noyaux ayant des types différents (irréguliers, à flambée de formation d’étoiles, en interaction, spiral normal,…)  développer modèles plus complexes (clumpy) • Distribution des raies de CO en intensité et en aire intégrées (de 115 GHz à 1727 GHz) obtenues pour ces 8 sources  courbes de refroidissement pouvant servir à diagnostiquer l’activité de formation des étoiles des galaxies plus lointaines  Poursuivre efforts d’observations à ces fréquences  Prédictions sur raies non encore observables (préparation d’observations sur ALMA, Herschel…)  Importance de la raie 12CO(5-4) + 13CO(6-5) + raies 12CO(8-7) et 12CO(9-8) • Au LUTH : analyser les résultats en comparant Avant/Après les valeurs de k pour les molécules C2, C3, CH…  mise en ligne sur http://aristote.obspm.fr/MIS d’une nouvelle version du CODE PDR DE MEUDON • merci !

  33. CONCLUSIONS V • Comparaisons à basse résolution avec données IR : travaux à développer et poursuivre  Utiliser des grandeurs normalisées adaptées à notre échantillon de sources (surtout à flambée de formation d’étoiles)  Se départir d’un max d’effets pouvant « contaminer » les corrélations  Obtenir davantage de détections des raies à haut-J du CO • Comparaisons à haute résolution avec données IR : travaux à développer et poursuivre  aller à des fréquences plus élevées : comparaison émissions à bas-J/haut-J du CO  Déterminer et comparer les propriétés physiques de chaque GMC pris individuellement en utilisant modèles LVGs et PDRs  Comparer (à haute résolution) les régions centrales et les régions moins actives  Observer à haute résolution 2 autres sources avec des types de noyaux différents de IC 10 (par ex : NGC 253 et IC 342)  comparaison  Augmenter les comparaisons avec les autres fenêtres en longueurs d’ondes pour accroître notre connaissance du MIS des galaxies proches mais aussi plus lointaines concernant la phase gazeuse et les poussières (activité des étoiles) • merci !

  34. OBSERVATIONS : Les rapports de raies (contraintes des modèles) II • Pour comparer l’efficacité de refroidissement des différentes raies observées (émission)  exprimerAobs ,Iobs et Fobssous la même résolution spatiale (même taille de lobe principal) donc CONVOLUTION • On utilise les cartes à haute résolution (qqs ’’) ou à haute fréquence (υ ≥ 650GHz) de la littérature ou issues de nos données  via un modèle (profil gaussien d’intensité à 2D soit elliptique « a x b », soit axisymétrique « a x a »), on déduitla taille typique de la région émettrice • On applique aux valeurs de Aobs un facteur tenant compte de la résolution initiale, finale et de la taille de source déduite des cartes « a x a » ou « a x b » • CONVOLUTION à 21.9’’ (taille du lobe du CSO à 345 GHz soit résolution de la raie 12CO(3-2) )

  35. OBSERVATIONS : Les rapports de raies (contraintes des modèles) II • Valeurs de Aobs , Iobs et Fobs convoluées à 21.9’’ obtenues  Rapports de raies calculés • Problème quand pour une source donnée, aucune carte à haute résolution ou aucune carte à haute fréquence n’est disponible…

  36. OBSERVATIONS : Les rapports de raies (contraintes des modèles) II • Pour comparer l’efficacité de refroidissement des différentes raies observées (émission)  exprimerAobs ,Iobs et Fobssous la même résolution angulaire (même taille de lobe principal) donc CONVOLUTION • On utilise les cartes à haute résolution (qqs ’’) ou à haute fréquence (υ ≥ 460GHz) de la littérature ou issues de nos données  via un modèle (profil gaussien d’intensité à 2D soit elliptique « a x b », soit axisymétrique « a x a »), on déduitla taille typique de la région émettrice • Par source et par raie, on collecte toutes les données issues de la littérature et de nos observations, la résolution initiale (taille du lobe) • Pour chaque source et chaque raie, on calcule le rapport Aobs, init / Aobs, 21’’ (résolution du JCMT à υ = 230GHz ) Aobs, init / Aobs, 21’’ • On applique aux valeurs de Aobs un facteur tenant compte de la résolution initiale, finale et de la taille de source déduite des cartes « a x a » ou « a x b » • Graphe (Aobs, init / Aobs, 21’’) vs. (la résolution initiale) Résolution initiale (en arcsec) • CONVOLUTION à 21.9’’ (taille du lobe du CSO à 345 GHz soit résolution de la raie 12CO(3-2) ) • On ajuste par une droite de régression : Y=A x X B

  37. OBSERVATIONS : Les rapports de raies (contraintes des modèles) II • Valeurs de Aobs , Iobs et Fobs convoluées à 21.9’’ obtenues  Rapports de raies calculés • Valeurs de Aobs , Iobs et Fobs convoluées à 21’’ obtenues  Rapports de raies calculés IC 342 • Rapports faisant intervenir les raies 12&13CO(1-0), (2-1) et (3-2),  2 méthodes assez compatibles (écarts de 16% à 35%) • Rapports faisant intervenir les raies à haut-J du CO  Désaccord entre les 2 méthodes (écarts de 42% à 86%) • Même remarques pour toutes les sources de notre échantillon : Hypothèses de départ des 2 méthodes différentes !!

  38. OBSERVATIONS : Les rapports de raies (contraintes des modèles) II • Pour comparer l’efficacité de refroidissement des différentes raies observées (émission)  exprimerAobs ,Iobs et Fobssous la même résolution angulaire (même taille de lobe principal) donc CONVOLUTION • On utilise les cartes à haute résolution (qqs ’’) ou à haute fréquence (υ ≥ 460GHz) de la littérature ou issues de nos données  via un modèle (profil gaussien d’intensité à 2D soit elliptique « a x b », soit axisymétrique « a x a »), on déduitla taille typique de la région émettrice • Par source et par raie, on collecte toutes les données issues de la littérature et de nos observations, la résolution initiale (taille du lobe) • Pour chaque source et chaque raie, on calcule le rapport Aobs, init / Aobs, 21’’ (résolution du JCMT à υ = 230GHz ) Aobs, init / Aobs, 21’’ • On applique aux valeurs de Aobs un facteur tenant compte de la résolution initiale, finale et de la taille de source déduite des cartes « a x a » ou « a x b » • Graphe (Aobs, init / Aobs, 21’’) vs. (la résolution initiale) Résolution initiale (en arcsec) • CONVOLUTION à 21.9’’ (taille du lobe du CSO à 345 GHz soit résolution de la raie 12CO(3-2) ) • On ajuste par une droite de régression : Y=A x X B

  39. PERSPECTIVES : Comparaison à basse résolution avec des données IR IV I ) Corrélations en fonction des flux FIR • Émissions les mieux corrélées d’après paramètres des ajustements : [CII] & [OI] vs FIR, puis C vs FIR, CO vs FIR et 12CO(1-0) vs FIR • Position intéressante des galaxies en fonction du type de leur noyaux  à confirmer avec plus de sources Attention aux effets pouvant altérer ces résultats (contribution dans l’émission de [CII] du gaz ionisé, utilisation préférable de quantités normalisées (en masse ou en diamètre) pour mieux décrire l’activité de formation des étoiles • IC 10 sort des tendances • C et CO aussi fortement corrélés que la raie 12CO(1-0) !!

  40. I INTRODUCTION : Contexte et principales notions IR moyen (7 à 15 μm) Submm/mm Lagache, Puget & Dole, 2005, ARAA, 43, 727

  41. OBSERVATIONS : Les rapports de raies (contraintes des modèles) II • Pour comparer l’efficacité de refroidissement des différentes raies observées (émission)  exprimerAobs ,Iobs et Fobssous la même résolution spatiale (même taille de lobe principal) donc CONVOLUTION • Deux méthodes : cartes à haute résolution + cartes à υ > 500 GHz  distribution spatiale de l’émission sert ajustement (Aobs, init / Aobs, 21’’) vs. (la résolution initiale) • Raies à bas-J prédites  accord entre les 2 méthodes Raies à haut-J prédites  Désaccord entre les 2 méthodes • Deuxième méthode moins fiable  1ère méthode choisie pour la convolution • IC 10, NGC 253, IC 342, Henize 2-10, Les Antennes (NGC 4038 & Overlap), M 83 et NGC 6946 : valeurs des Aobs, Iobs et Fobs convoluées à la résolution finale de 21.9’’

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