Gaz moléculaire et formation stellaire dans les galaxies proches : maintenant et à l'époque ALMA Jonathan Braine

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1 Gaz moléculaire et formation stellaire dans les galaxies proches : maintenant et à l'époque ALMA Jonathan Braine Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux

2 Scénario de base Le gaz moléculaire se forme par condensation de nuages de gaz atomique. Une fois le GMC (Giant Moléculaire Cloud) formé, sa durée de vie est de l'ordre de 10 million d'années avant la formation d'étoiles et la dispersion du nuage par les vents stellaires et les SNe. Une grande fraction du gaz du nuage d'origine sera ionisé ou dissocié et puis le processus de formation de nuages moléculaires recommence. Ce processus est peut-être plus efficace dans les bras spiraux.

3 Some open questions Structure du milieu interstellaire à métallicité différente et vérification de la représentativité de la Voie Lactée, observations de LMC, SMC, NGC 6822, M83, NGC 253, Circinus. Durée de vie de nuages moléculaires dans d'autres galaxies (particulièrement les MC) Fonction initiale de masse des coeurs pré-stellaires à faible métallicité via observations dans le LMC et SMC. ALMA permettra d'échantillonner jusqu'à bien en dessous de la masse solaire. ALMA = un télescope qui nous permet d'étudier les galaxies proches comme on observe la Voie Lactée aujourd'hui mais avec beaucoup moins de problèmes liés au fait d'être dans le plan de la Galaxie.

4 Où en sommes-nous maintenant Cartographie M33, résolution 45 pc HERA NGC 6822 résolution 30 pc M31 résolution pc Plateau de Bure M31 résolution ~10 pc (plusieurs champs) M33 résolution ~10 pc (disque externe) Ce sont des données IRAM prises par des groupes (majoritairement) français et qui peuvent servir de point d'appuie de demandes ALMA. SEST LMC / SMC résolution ~10-15 pc Avec ALMA, nous pourrons descendre environ un facteur 100 en échelle spatiale. Ici la raie de HDO dans W43 et N7538, résolution ~ 0.25 pc comme on obtient facilement dans les nuages de Magellan.

5 HI contours on CO Halpha contours on CO HI on CO M33 "lonely cloud"

6 la fraction de H2 augmente avec NH Mais décroit avec R à NH constant solid lines are NH2 ~ NHI 2 NH2 ~ NHI horizontal M33 NH2 ~ NHI 3

7 Efficacité de formation d'étoiles dans M33 1) l'isotope 13 CO est détecté avec un rapport 12 CO/ 13 CO~10, qui montre que l'émission est très optiquement épaisse en 12 CO, même à faible métallicité. 2) On observe des nuages individuels (Δv~3 km/s). Estimation des masses via le Viriel suggère N(H 2 )/I CO ~ 4-8 x cm -2 /(Kkm/s) loin du centre de M33. ==> bonne mesure de la masse de gaz moléculaire (élément nouveau) Combiné aux mesures du taux de formation d'étoiles (Hα, FUV, 8µm, 100µm...), ==> efficacité 5 fois plus élevée que dans les grandes galaxies spirales (Gardan, Braine et al. 2007, Braine et al. in prep.) POURQUOI? Σ gaz > Σ étoiles?

8 < pc > M33 Et en CO(1-0) avec le Plateau de Bure, le nuage du disque externe résolu. T=1.2K Carte d'intensité et spectra à 3 positions du nuage du disque externe de M33, juste au-delà de R25. Ce travail, difficile dans une petite spirale comme M33, sera faisable dans un volume 1000 fois plus grand avec ALMA. velocity (km/s)

9 Some open questions, Comme l'étendue de la poussière dans les disques galactiques talk. Holwerda et al 2009

10 Autres Projets AGN : notre vue du noyau de notre galaxie souffre énormément de notre position dans le plan de la Voie Lactée. ALMA nous permettra d observer les noyaux actifs et l effet de l activité sur le gaz moléculaire (excitation, densité ) dans les galaxies très proches comme Circinus ou Cen A et de comparer avec les observations optiques/nir à très haute résolution. Super Star Clusters : ALMA atteindra une résolution de quelques pc à la distance des Antennes où de nouveaux SSC sont observées. De telles objets en formation devraient être des sources puissantes pour ALMA. Dynamique de galaxies naines : le gaz moléculaire est un bien meilleur traceur de la dynamique que le HI car la largeur de raie des nuages moléculaires rajoute bien moins d incertitude que celle du HI, dont la dispersion de vitesse peut être comparable à celle de la rotation. Low surface brightness galaxies : Le fait de pouvoir résoudre des GMCs jusqu'à loin permettra à ALMA de détecter la composante moléculaire dans des galaxies peu brillantes pour explorer ce nouvel environnement.

11 MERCI!

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