L'univers des étoiles massives

Université d'aix-marseille L'univers des 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

Table des matières Cadre Général...3 I) Les étoiles massives comme traceurs de la structure de notre Galaxie...4 I. 1) Notre Galaxie: historique...4 I. 2) Notre Galaxie une Galaxie spirale...5 Caractéristiques des galaxies spirales...6 I. 3) Notre Galaxie: sa structure spirale...7 Généralités...7 Tracer les bras spiraux de notre Galaxie...8 La notion de complexe...9 Les écarts à la rotation circulaire...13 Le sondage H et la structure spirale de notre Galaxie...14 La structure à 4 bras de notre Galaxie: historique et vision récente...22 Deux ou quatre bras? Notre Galaxie vue en infrarouge...24 Perspectives...24 II) La formation des étoiles massives...26 La contribution d'herschel...26 Perspectives...32 III) Les étoiles massives et leur région HII: Cinématique des régions HII...33 RCW108 (Comeron et al. 2005)...33 RCW82 (Pomarès et al. 2009)...36 RCW107...38 Perspectives...40 IV) Etude statistique de la formation des étoiles massives dans notre Galaxie...41 La contribution du sondage HiGAL...41 Perspectives...46 V) Etude statistique de la distance des étoiles OB et distance des régions HII...48 Etat de l'art...48 Etoiles OB dans la direction de NGC 6334 et NGC 6357...50 Perspectives...52 VI) Quel type de structure spirale pour notre Galaxie?...53 Discussion...53 Perspectives...58 CONCLUSION...59 Remerciements...60 Références...61 2

Cadre Général Le but de ce document est de présenter une revue des travaux auxquels j'ai participé de façon significative depuis ma thèse et qui visent à quantifier l'impact des étoiles massives dans la structuration de notre galaxie et à terme des galaxies extérieures. Ce document se présente sous la forme d'une présentation synthétique de mes principaux résultats ainsi que de leur mise en perspective 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 avec l'arrivée des premiers sondages du plan Galactique dans le domaine radio et optique (H ). Dans ce cadre, le problème de la détermination de la distance des traceurs (régions HII plus particulièrement), de la structure des bras et de la courbe de rotation s'est vite posé notamment en ce qui concerne la résolution de l'ambiguïté des distances pour les sources à l'intérieur du cercle solaire. La combinaison des données radio et optique a permis de résoudre pour un grand nombre de régions HII cette ambiguïté. Un long et fastidieux travail de détermination des distances des régions HII a alors été mené : pour chaque région il a fallu identifier les étoiles excitatrices, déterminer la vitesse 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 tracé cohérent 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 qui permettait 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 technologiques en informatique ont permis le développement de cet instrument (l'instrument CIGALE) dans les années 80 par l'équipe interférométrie de l'observatoire de Marseille. Au début des années 90 avaient lieu les premières lumières du sondage, et c'est dans ce cadre qu'en 1995 j'ai débuté ma thèse portant 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 spécifiques développés par E. Lecoarer, complétés par des observations moléculaires au SEST (observations menées 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 couverture des zones prévues. Nous avons alors en 2003 pu retracer la structure spirale de notre Galaxie grâce à l'établissement d'un catalogue de 481 complexes de formation stellaire. Nous avons ainsi précisé et rallongé 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 de l'astronomie mondiale via l'apparition de sondages tel que le sondage photographique H du plan galactique sud à l'aao. C'est dans ce cadre que j'ai effectué mon premier post-doc pour participer à ce sondage sous la direction de Q. Parker. Les superbes images à haute résolution spatiale et à très grand champ (28deg² sur le ciel par pointé) ont permis la détection de nombreuses nouvelles nébuleuses planétaires, doublant ainsi le nombre de tels objets connus jusqu'alors (projet MASH Parker et al. 2006). Pendant ce temps, le domaine de longueur d'onde infrarouge commençait à prendre son essor grâce au développement technique notamment lié au satellite ISO. C'est dans ce cadre que j'ai effectué un post-doc a Helsinki, sous la direction de K. Matilla, sur l'étude de L1642 un nuage translucent. L'étude reposait sur l'exploitation de données ISO et de données moléculaires obtenues 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 (Russeil et Castets, 2004). L'arrivée du satellite Herschel a fini de replacer la thématique de l'étude de notre Galaxie au centre des préoccupations à travers en particulier l'étude de la formation stellaire massive. Je me suis ainsi impliquée dans les programmes galactiques d'herschel tels que HOBYS et HiGAL. Ce satellite et ses instruments sont en train de révolutionner notre vision de la structuration de la poussière dans la 3

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 venir notre approche multi-longueur d'onde de la structure Galactique. Je propose maintenant de détailler mes contributions à ces sujets. 4

I) Les étoiles massives comme traceurs de la structure de notre 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 de nombreux chercheurs depuis la renaissance, depuis l'époque où nous avons enfin réalisé que ni la Terre ni le Soleil n'avaient le statut de centre de l'univers. Même de nos jours, une grande partie des bases de l'astrophysique tirent leur substance du terreau galactique et il est d'ailleurs cocasse de noter que dans une bonne partie des illustrations des manifestations cosmologiques continuent de figurer des paysages galactiques. Malgré ces siècles d'étude, le sujet n'est pas clos et d'importants progrès restent à faire, même dans des sujets aussi basiques que le nombre de bras dont est pourvu cet univers-île. De fait, et depuis longtemps, les astronomes se sont penchés sur l'étude de la structure de notre Galaxie. Ce n'est qu'en 1610 que Galilée, avec l'invention de la lunette, observa pour la première fois que la Voie Lactée était en fait, non pas fluide comme on le pensait alors à l'époque, mais était constituée d'un nombre incommensurable d'étoiles. En 1750, Thomas Wright imagina que les étoiles de la Voie Lactée formaient une structure aplatie dans laquelle se trouvait notre Soleil. Il faut malgré tout attendre la fin du XVIII siècle pour que William Herschel effectue la première étude scientifique de notre Galaxie et abandonne la vision héliocentrique du système galactique. Postulant que les étoiles étaient réparties de manière uniforme et étaient toutes identiques et observables, il effectua des comptages d'étoiles dans exactement 683 directions. En effet, le nombre d'étoiles dans une direction donnée étant proportionnel à l'extension de la Galaxie dans cette direction, il était alors possible d'accéder à la distribution des étoiles et donc à la forme et l'étendue de notre Galaxie. Il montra ainsi que la Galaxie était un disque aux contours irréguliers, et que le Soleil n'occupait donc pas le centre de ce système. Avec le développement des méthodes spectroscopiques et de la photographie, de nouvelles observations devenaient possibles. Ainsi vers 1901, Kapteyn ré-appliqua la méthode des comptages d'étoiles dans quelques 200 directions à partir de plaques photographiques collectées à travers le monde, en y ajoutant des mesures de brillance, de mouvements propres, de vitesses radiales et des estimations du type spectral. Mais, ne prenant pas en compte l'absorption due au milieu interstellaire (qui vient biaiser la détermination de la distance des étoiles), son modèle était similaire à celui de W. Herschel. Il y ajouta malgré tout une échelle de distance, en estimant que notre Galaxie était 5 fois plus longue dans la direction du plan galactique que perpendiculairement à celui-ci. Ce n'est qu'en 1917 que H. Shapley, par l'étude de la distribution des amas globulaires, donna une idée correcte des dimensions de la Galaxie en estimant à 10 kpc la distance du Soleil au centre galactique. En parallèle, en 1914, V. Sliper montra que les galaxies sont en rotation et H. Hubble montra en 1923, en découvrant des céphéides dans la galaxie d'andromède, que les galaxies sont en fait des objets extra-galactiques. Ces découvertes posent les bases de l'échelle des distances et suggèrent ainsi 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 du centre galactique. En particulier, J.H. Oort développe une théorie cinématique en accord avec les observations, dans laquelle la rotation est différentielle. Ainsi la représentation de notre Galaxie tend vers une structure spirale. Parallèlement, dès 1920, il est communément accepté que la matière interstellaire absorbant la lumière des étoiles existe dans notre Galaxie, mais ce n'est qu'en 1930 que les travaux de R.J Trumpler, basés sur des mesures de couleurs, de brillances et de types spectraux d'amas galactiques montrent 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 en rendant inaccessibles les régions lointaines. Heureusement, le voile put être levé grâce aux radiotélescopes et notamment la découverte en 1951 de la raie de l'hydrogène atomique à 21 cm. Les ondes radio, n'étant pas absorbées par le milieu interstellaire permettent de sonder à grande distance 5

notre Galaxie. C'est à la longueur d'onde 21cm que la structure spirale de notre Galaxie est pour la première fois mise en évidence. Cela donne lieu à un premier modèle à 2 bras fortement enroulés dit modèle de Leiden-Sydney. Mais cette représentation des bras n'est pas précise car l'hydrogène atomique 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 du noyau sont principalement des géantes rouges tandis que les étoiles bleues lumineuses sont plutôt distribuées dans les bras spiraux. Dans notre Galaxie, les objets sont classés en deux catégories: les objets de population I, associées aux bras spiraux, regroupant entres autres les jeunes étoiles chaudes (étoiles O et B), les amas et les régions d'hydrogène ionisé (régions HII) et les objets de population II peuplant la composante sphéroïdale (noyau + bulbe + halo ) dont les amas globulaire sont les principaux exemples. Les objets de population I peuvent donc être choisis comme traceurs de la structure spirale. Caractéristiques des galaxies spirales L'observation des galaxies spirales en général nous montre qu'elles peuvent être caractérisées par quatre principaux aspects. Une structure aplatie: les galaxies spirales sont des systèmes dit à disque. C'est à dire que les constituants (étoiles, gaz, poussière) de la galaxie (hors des parties centrales où se trouve le bulbe) se distribuent de manière privilégiée dans un disque dont l'épaisseur est très inférieure à son diamètre. Une composition riche en gaz: contrairement aux galaxies elliptiques, les galaxies spirales sont riches en gaz, poussière et étoiles jeunes. Des bras spiraux: les galaxies spirales présentent des zones de sur-densité du gaz où se forment en grande partie les étoiles de toutes masses (dont des étoiles massives et chaudes). Ces surdensités tracent les bras spiraux. Un système en rotation: les galaxies spirales sont en rotation. Tous les objets du disque sont en rotation autour du centre de la galaxie. Cette rotation suit une loi de vitesse (courbe vitesse en fonction de la distance au centre nommée courbe de rotation) de forme bien particulière correspondant à une rotation dite différentielle. La vision actuelle de notre Galaxie identifie, comme pour les galaxies extérieures, une composante sphéroïdale et un disque. Chacun de ces deux éléments présente des constituants stellaires et non stellaires et des propriétés dynamiques et cinématiques qui leur sont propres. La composante sphérique, qui contient la plus grande partie de la masse galactique mais qui est peu lumineuse, est elle-même divisée en trois sous structures: le noyau ( diamètre ~3pc), le bulbe (~ 3kpc de rayon) et le halo (rayon >= 30 kpc). Le bulbe est peuplé d'étoiles âgées dont la rotation est faible mais présente une grande dispersion de vitesse. Le disque quant à lui est un système plat (environ 200 pc d'épaisseur) s'étendant selon le plan galactique jusqu'à un rayon de 20 kpc, où les étoiles vieilles peu lumineuses se répartissent plus ou moins uniformément et où les étoiles jeunes se localisent préférentiellement dans les bras spiraux. Ce disque, beaucoup moins massif que la composante sphérique est pourtant beaucoup plus lumineux, grâce justement à ces étoiles jeunes et massives, sources importantes de photons ionisants aptes à rendre lumineux leur environnement par l'intermédiaire des régions HII. De plus la rotation des objets du disque est rapide et de faible dispersion de vitesse. On peut déterminer ainsi la courbe de rotation des galaxies qui a une forme typique avec une croissance linéaire du type rotation en corps solide dans la partie centrale et un plateau traduisant une rotation différentielle dans le reste du disque. Pour notre Galaxie, une telle courbe de rotation a été établie par différents moyens: vitesse tangente de la raie HI ou CO, distance stellaire de régions HII et 6

nébuleuses par réflexion... Nous avons comparé les différentes courbes de rotation pour notre Galaxie (Russeil, 1998) et privilégié celle établie par Brand et Blitz (1993). L'avantage de cette courbe de rotation est qu'elle est établie à partir de données localisées dans les 4 quadrants galactiques et mélange les différentes sondes (HI, CO et régions HII) ce qui permet d'avoir une courbe de rotation plus représentative de la rotation 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 les meilleurs traceurs des bras spiraux. Les bras spiraux se dessinent clairement dans les longueurs d'onde extrême UV (FUV: e.g. satellite GALEX), H, CO, et infrarouge lointain (FIR au delà de 60 m). Chaque longueur d'onde correspond à un traceur spécifique : le FUV est l'émission des étoiles OB, le H est l'émission du gaz ionisé par les étoiles OB, le CO trace les nuages moléculaires où naissent les étoiles et le FIR est l'émission des poussières froides et des poussières chauffées par les régions HII, lesquelles poussières sont étroitement mélangées avec les gaz dans les nuages 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 contraste à ces longueurs d'onde à cause principalement du fait que l'émission NIR est dominée par l'émission des étoiles peu massives et largement distribuées dans l'ensemble du disque. Malgré tout le proche infrarouge (aux longueurs d'onde du satellite Spitzer: 3.5 et 4.5 m) trace les bras stellaires, source de la composante asymétrique du potentiel gravitationnel. On notera aussi qu'à 8 m, émission principale des PAHs («Polycyclic aromatic hydrocarbon»), de nombreuses structures plus ou moins filamentaires sont observées dans tout le disque. On ne peut donc pas utiliser cette longueur d'onde pourtant traceur de poussière, pour l'étude précise des bras. En parallèle, l'émission du gaz atomique HI n'est pas utilisable pour l'étude des structures spirales des bras à cause de son faible contraste bras-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 bons traceurs 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 de l'hydrogène Balmer- (n=3-2). - Les nuages moléculaires parents où se sont formées les étoiles principalement observables dans le domaine radio (e.g. par les raies de CO) 7

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 de la Voie Lactée permet déjà de voir que notre galaxie répond aux deux premiers critères caractérisant les galaxies spirales: - La Voie Lactée est une bande lumineuse qui se détache sur le ciel. C'est en fait le disque de notre Galaxie vu depuis l'intérieur. Son épaisseur réduite par rapport à l'ensemble du ciel souligne bien «l'aspect disque» de notre Galaxie. - L'observation visuelle de la Voie Lactée montre aussi qu'elle est parsemée de zones sombres plus ou moins étendues. Ces zones correspondent à de la poussière (qui absorbe la lumière des 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 notre Galaxie contient énormément de gaz et de poussière. En plus des étoiles excitatrices des nébuleuses brillantes (dites régions HII) on y observe aussi de nombreux amas ouverts. Ces étoiles sont des étoiles 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 des galaxies 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 nombreux chercheurs s'y attèlent depuis environ 50 ans. Du fait de notre position à l'intérieur de la Voie Lactée, il est très difficile de reconstruire la structure spirale car toute l'information le long de la ligne 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 à essayer 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 des galaxies avec 2 bras. Pour mieux comprendre cette problématique nous présentons ici la méthodologie utilisée pour établir la structure spirale de notre Galaxie qui se résume comme suit: (1) sélectionner les bons traceurs 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 tracé point par point à la façon d'un géographe de l'ancien temps qui traçait les contours des côtes pour déterminer la morphologie des continents. Choix du bon traceur: L'étude des galaxies montre (voir ci-dessus) que les meilleurs traceurs des bras sont les objets jeunes: étoiles OB, régions HII (et nuages moléculaires associés), amas ouverts. A l'inverse les nébuleuses planétaires et les amas globulaires (étant des objets âgés) ne sont pas de bons traceurs et ne 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 grandes méthodes pour calculer la distance des objets qui permettent de déterminer soit la distance dite 8

stellaire soit la distance dite cinématique. Notons qu'il existe une troisième méthode pour déterminer 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 des objets très proche (de l'ordre de quelques centaines de parsecs au maximum). Or nous voulons déterminer 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 moins 3 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 (M V). Les magnitudes apparentes mesurées permettent de déterminer le coefficient d'extinction (extinction du milieu interstellaire 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) + Av Le problème de la distance stellaire est qu'il faut pouvoir identifier et mesurer les étoiles, or l'extinction interstellaire limite à 6 kpc en moyenne la portée de la détermination de distance stellaire. La distance cinématique: Quand on ne peut pas déterminer la distance stellaire la seule alternative est de déterminer la distance cinématique, c'est-à-dire la distance déterminée à partir de la mesure de la vitesse radiale systémique de l'objet. Cette méthode de calcul de la distance nécessite la connaissance de la courbe de rotation de notre Galaxie et de faire l'hypothèse que les objets sont en rotation circulaire uniforme autour du centre de la Galaxie. A partir de la vitesse radiale mesurée (Vmes) par effet Doppler, 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 sont des grandeurs connues et l est la longitude galactique. Notons ici que la vitesse radiale systémique peut être biaisée d'environ 10 km/s à cause des écarts à la rotation circulaire. Il convient donc au mieux d'identifier ces écarts et d'en corriger la vitesse radiale systémique avant de calculer la distance 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 distance héliocentrique 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 considérations astrophysiques additionnelles. La notion de complexe En pratique, pour tracer la structure spirale de notre Galaxie, nous avons suivi la stratégie initiée par Bok, 1971 et Georgelin and Georgelin, 1976 qui consiste à considérer comme traceur non pas les objets jeunes individuellement mais de les regrouper en complexes de formation stellaire. Cette notion de complexe est très importante car cela permet de réduire la dispersion spatiale et la dispersion de vitesse des objets d'un même complexe, les uns par rapport aux autres, ce qui impliquerait l'étalement des traceurs et rendrait «flou» la structure spirale que l'on veut mettre en évidence. Sachant que les étoiles se forment dans le nuage moléculaire, un complexe (fig. I.2) se définit 9

comme le regroupement d'un nuage moléculaire parental, observé en radio principalement en CO, et des régions HII crées par les étoiles massives qui se sont formées dans ce nuage moléculaire. Le regroupement se fait sur la base de la vitesse du nuage moléculaire et des régions HII ainsi que sur la distance apparente sur le ciel. En effet les régions HII doivent avoir une vitesse similaire au nuage moléculaire (à plus ou moins 10 km/s) et se trouver spatialement dans la direction, ou sur le bord du nuage moléculaire. La notion de complexe permet aussi d'avoir une information plus complète qui permet une meilleure détermination de la vitesse systémique du complexe et de sa distance. En effet on a, pour un même complexe, accès à la vitesse moléculaire, la vitesse du gaz ionisé des régions HII (soit par la raie H, soit par les raies dans le domaine radio (par exemple la raie H109 ), la distance des étoiles excitatrices (quand elles sont observables) et l'information des raies en absorption du milieu interstellaire présent sur la ligne de vue (qui permettent de choisir entre distance cinématique proche et 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 le gaz 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», la vitesse du gaz éjecté peut atteindre 10 km/s par rapport au nuage et aux parties stationnaires de la région ionisée (Tenorio-Tagle 1979). Nous avons réalisé en 2004 que l'information moléculaire n'existait pas pour un grand nombre de régions HII. Les sondages moléculaires (CO) de l'époque du plan galactique sud étaient à trop basse résolution spatiale (e.g. 8.8 arcmin, Bronfman et al. 1989). Seules quelques régions avaient été observées 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 direction de 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 10

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 décomposition du profil H en 2 ou 3 composantes est équiprobable. Dans ce cas le profil CO permet de lever la dégénérescence en imposant une décomposition du profil H avec 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 VcoVHII est inférieur ou égale a 10 km/s. Ainsi, nous avons pu associer plus de 81% des raies moléculaires à de l'émission H. Nous trouvons que les régions HII sont associées avec des raies moléculaires 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 suggère que le gaz ionisé est en expansion selon des directions aléatoires respectivement au gaz moléculaire. 11

Figure I.4: Profils H et CO de la source G305.678+1.607. Ce cas illustre la bonne correspondance des raies lorsque la décomposition du profil H est unique. 12

Les écarts à la rotation circulaire Pour établir la courbe de rotation de notre Galaxie nous supposons que les objets sont en rotation circulaire à vitesse constante autour du centre de la Galaxie. Mais quand le gaz pénètre l'onde de densité qu'est un bras, il subit non seulement une compression mais aussi un changement léger de la direction et de la norme de sa vitesse : l'influence gravitationnelle du bras fait que les objets sont tirés 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 bras ensuite. Ce «streaming motion» se traduit par un écart à la rotation circulaire de l'ordre de 10 à 20 km/s du gaz (fig. I.5) mais cela peut atteindre jusqu'à 50 km/s et plus comme dans M51 (Shetty et al. 2007). Figure I.5: Les écarts à la rotation circulaire. En haut à gauche: Russeil et al. 2003, en haut à droite 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 et donc des distances cinématiques sur ou sous estimées. La figure I.6 illustre l'influence des écarts à la rotation circulaire sur la reconstruction de la structure spirale. Si la structure spirale est globalement retrouvée, il apparait des structures allongées qui sont des artéfacts et qui peuvent être confondus avec des sous structures comme des éperons ou des ponts. Il apparait donc important d'identifier ces écarts à la rotation circulaire pour les corriger avant de calculer la distance cinématique. En pratique l'identification des écarts se fait de proche en proche quand on peut connaitre la distance stellaire d'un certain nombre de régions. La correction des écarts à la rotation circulaire n'a pu être faite que pour des régions proches (plus proches typiquement que 6 kpc). Une question qui se pose alors est de comprendre et de quantifier avec l'étude de galaxies extérieures les points suivants : est ce que ces écarts sont identiques tout le long des bras? Est ce qu'ils varient d'un 13

bras à l'autre? Varient-ils avec la distance au centre galactique? Quelle est l'influence des supernovae 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 peut engendrer des écarts à la rotation circulaire pour les régions formées sur son bord. Les réponses à toutes ces questions pourraient permettre de dire si oui ou non on peut extrapoler les écarts à la rotation 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 reconstruction de la structure spirale (Baba et al. 2009). A gauche le modèle et à droite la reconstruction de la structure 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 sont étirés 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 la structure 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 Galaxie toute entière. Pour ce faire, Georgelin et Georgelin ont effectué des observations de la vitesse radiale de la raie H de quelques 268 régions HII, avec un interféromètre à ordre fixe et déterminé la distance de quelques 360 étoiles excitatrices. Comme déjà expliqué, l'examen détaillé des données optiques et radio des nébuleuses une à une, a permis de lever l'ambiguïté des distances d'un grand nombre de régions HII situées à l'intérieur du cercle Solaire, mais surtout de délimiter les complexes 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 et Georgelin (1976): notre Galaxie possède 4 bras spiraux (fig. I.7) deux à deux symétriques vus tangentiellement aux longitudes 33, 50, 283, 305 et 327. Mais le Pérot-Fabry à ordre fixe permettait seulement d'avoir une information spectrale sur quelques pour-cents du champ observé. De plus seules les régions les plus brillantes étaient accessibles 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 formation stellaire, il s'avère important d'accéder à des régions plus faibles, plus lointaines mais aussi au milieu diffus, pour affiner l'identification des complexes et la détermination de leur vitesse systémique. 14

km/s km/s km/s Table I.1: configuration instrumentale de l'instrumentation du sondage H du plan Galactique Sud (Lecoarer et al. 1992). 15

C'est dans ce cadre qu'un nouvel instrument utilisant un interféromètre Pérot-Fabry à balayage a été élaboré à l'observatoire de Marseille pour faire un sondage H du plan galactique Sud de notre Galaxie. 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 Galaxie de l'hémisphère Sud par l'observatoire de Marseille est resté unique en son genre: il est basé sur un interféromètre de Pérot-Fabry à balayage monté sur un télescope de type Ritchey-Chrétien de 36cm de diamètre. Cette instrumentation permet d'accéder à l'information spectrale, en particulier la raie H 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 (régions HII et milieu diffus) présentes le long de la ligne de vue (fig. I.8). Le contexte de l'époque ne permettait pas une couverture continue du plan mais les régions principales (sélectionnées à partir de sondage radio préexistants) on pu être cartographiées. E. Lecoarer (1992) décrit avec détails l'instrument et ses premières lumières. Les spécificités instrumentales d'origine sont rappelées table I.1. La configuration favorisée pour le sondage du plan galactique était celle du Pérot-Fabry 2604 qui permettait la meilleure résolution spectrale et donc la meilleure mesure de la vitesse. Mis à part la capacité informatique qui a été améliorée au cours du temps, 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 y quelques années sous l'environnement Linux. Le sondage H du plan galactique sud consiste en 12 zones couvrant chacune quelques 2 en longitude et de l'ordre de 1 en latitude. Seules les zones d'émission radio les plus intenses formant des complexes ont été observées. Un sondage plus complet aurait été nécessaire mais n'a pu être effectué. Notamment certaines zones n'ont pu être complétées. Les zones observées sont listées dans le tableau I.2. La plupart des zones ont donné lieu à des publications. Les régions à 351 et 353, correspondant aux complexes de formation stellaire NGC 6357 et NGC 6334, sont en cours de 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) 16

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 de 481 complexes de formation stellaire pour lesquels la distance (stellaire et/ou cinématique) a été établie. Nous avons donc grâce à ce catalogue de complexes pu accéder à leur répartition spatiale et donc à la structure spirale de notre Galaxie (Russeil, 2003). Pour l'ajustement numérique des bras spiraux nous avons choisi comme pondération le paramètre d'excitation U (qui quantifie le flux de photons ionisants et donc l'importance des complexes) des complexes établi à partir de données radio (afin de ne pas être biaisé par l'extinction interstellaire). Afin de traiter notre Galaxie comme une galaxie d'un point de vue général, nous avons, avant de tracer la structure spirale, sélectionné les complexes avec U > 70 pc cm-2. En effet la structure des bras des autres galaxies est principalement tracé 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 distances cinématiques est impossible (forte dégénérescence). La seule alternative est donc de déterminer la distance stellaire. De nombreuses régions HII n'avaient pas de distance stellaire établie (ou trop incertaine). Nous avons donc mené une recherche et une étude systématique des étoiles excitatrices de régions HII (voir section V). Cette étude a été menée à l'ohp par des observations photométriques 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 la distance stellaire de 32 régions HII et ainsi de retracer la structure spirale (Russeil et al. 2007; voir aussi Fig. I.7). Cette nouvelle version de la structure de notre Galaxie reste cohérente avec la version de 2003. Nous avons en plus poussé l'étude des écarts à la rotation circulaire (supposés dus aux 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 bras Sagittaire-Carène permettent de déduire que notre Galaxie est probablement une galaxie à bras multiples et non Flocculente. La détermination de la distance des objets jeunes montre en plus de la structure spirale que notre galaxie est gauchie (disque tordu vers le haut dans la partie nord et vers le bas dans la partie sud). Le gauchissement 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 est relativement commun. 17

(A) 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 H de vitesse -25 km/s (d~2.7kpc) (B) (C) Les autres structures remarquables de notre Galaxie: 18

(A) (B) Figure I.9: (A) Gauchissement de notre galaxie suivant Russeil (1998). Les cercles représentent les complexes au dessus du plan et les signes + ceux en dessous du plan. Leur taille est proportionnelle à leur distance par rapport au plan galactique. (B) Gauchissement de notre galaxie en HI (Nakanishi et Sofue, 2003). 19

Pour notre Galaxie l'axe de son gauchissement est aligné avec la direction des galaxies Nuages de Magellan qui sont les deux plus proches galaxies de la notre. On pense donc que ce sont les effets de 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 en infrarouge 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 et tirets central). Plus récemment, à partir de comptage d'étoiles une seconde barre plus longue et avec un angle de position plus grand a été mis en évidence (e.g. Lopez-Corredoira et al. 2007, Benjamin et al. 2005). Notre Galaxie est donc une galaxie spirale barrée (voir revue récente de Athanassoula, 2012). (A) (B) (C) Bras de Persée Bras du Sagittaire-Carène Bras local ( bras d'orion) 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'après Crampton & Georgelin 1975); Figure (C): distribution des amas d'après Dias et Lépine (2005). 20

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). Figure I.12: A gauche: Modèle de Hou et al. (2009). A droite: Connection entre la structure des bras HI externes (en Rose, Lévine et al. 2006) et la structure interne (distribution de couleur, Hou et al. 2009). 21

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 des associations, amas jeunes et étoiles lumineuses, cartographièrent les bras spiraux du voisinage solaire révélant 3 concentrations distinctes que sont le bras de Persée, le bras local et le bras du Sagittaire (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 régions HII qui ne sont pas visibles en H et localisées donc bien plus loin et de tracer les nuages moléculaires. 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 tracent la 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 par Georgelin et Georgelin par le tracé des complexes. Plus récemment Hou et al. (2009) ont re-étudié la structure galactique (fig. I.12) en utilisant les régions HII et les nuages moléculaires indépendamment. Leur nouveau modèle repose sur des études récentes pour la résolution de l'ambiguïté de distance (e.g. Kolpak et al. 2003, Watson et al. 2003, Sewilo et al. 2004, Busfield et al. 2006, Anderson & Bania 2009) et sur des distances parallactiques de masers (e.g. Xu et al. 2009, Zhang et al. 2008). Outer Perseus Sag. Carina Figure I.13 Diagramme distance-longitude de l'émission HI (Nakanishi & Sofue, 2003). Dans ce type de diagramme les bras apparaissent «déroulés» et rectilignes si ils ont une forme de spirale logarithmique. Ils utilisent comme poids pour leur ajustement la masse des nuages moléculaires (en ne gardant que les plus massifs) et le paramètre d'excitation des régions HII. Ils trouvent également une structure à 4 segments. On notera l'effet de la dispersion en vitesse (et donc en distance des objets) qui se 22

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 faible contraste bras-interbras du HI, son grand facteur de remplissage, et sa prédominance dans les parties externes des galaxies, l'émission HI nous informe sur la morphologie des bras. Les travaux de Nakanishi & 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 spirale de notre Galaxie s'étend jusqu'à quelques 20 kpc du centre en bonne continuité avec les bras optiques (fig. I.12). (A) Norma Scutum -crux Sagittarius Scutum Norma Carina Crux (North) (North) (North) Russeil 2003 Drimmel, 2000 (COBE/DIRBE data) (B) Hou et al. 2009, 4 log. arms. Hou et al. 2009, 4 Poly. arms. Sagittarius Carina Norma Bronfman 1992, CO Norma Scutum crux Sagittarius Carina Orion spur Scutum -crux Figure I.14 : La figure (A) présente des comptages d'étoiles (densité) en fonction de la longitude dans 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). Les directions tangentes aux bras selon les modèles sont superposés. 23

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 pics d'émission dans les profils en intensité FIR ou dans les profils de comptage d'étoiles dans le NIR. Il est en effet attendu que dans les directions tangentes aux bras, la ligne de vue traverse le bras sur une plus grande épaisseur donnant lieu à un pic d'émission. Ainsi, sur la base de graphes intensitélongitude construits à partir des données dans la bande K et 240 m de COBE/DIRBE (Fig. I.14) ou sur la base de graphes densité d'étoiles versus longitude, fait avec les données JHK de 2MASS et 4.5 de SPITZER-GLIMPSE (Fig. I.14), Drimmel (2000) et Benjamin et al. (2008) n'identifient que deux 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 entre 20 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 et Norma. Inversement le bras du Sagittaire n'est pas identifié. Mais nous devons garder à l'esprit que le NIR trace principalement la population stellaire âgée et n'est donc pas représentatif de la structure spirale jeune. Sur la figure I.14, le profil dans le FIR est plus explicite et l'on peut associer un pic à chacun des 4 bras. En effet le FIR trace la poussière froide qui est en général associée au lieu de formation des étoiles. 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 serait d'effectuer le sondage du plan galactique Nord. En effet de nombreuses régions HII du Nord n'ont pas ou peu d'information cinématique. L'idée de transporter l'ensemble de l'instrumentation depuis le 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 pour l'étude de notre Galaxie. En effet une perspective intéressante serait de redéfinir les complexes dans l'infrarouge lointain et d'utiliser cette émission comme pondération dans nos ajustements numériques. En parallèle le futur satellite GAIA devrait permettre la détermination précise (3 à 8% d'incertitude relative sur la distance) de la distance parallactique de quelques 200000 étoiles OB (et multiplier de fait par 10 le nombre d'étoiles OB pour lesquelles la distance est actuellement connue). Mais la distance limite accessible par GAIA pour ces étoiles OB est estimé à 5 kpc (pour un Av typique de 3 mag) ce qui permettra de tracer avec grande précision la structure des bras proches seulement. Si cela ne permettra pas de sonder la structure à grande échelle de notre Galaxie, cela devrait malgré tout permettre d'améliorer grandement les calibrations de magnitude absolue, de préciser les paramètres solaire (distance galacto-centrique du Soleil, composantes U, V et W du Soleil), d'établir la courbe de rotation de notre Galaxie avec une précision sans précédent et de préciser les écarts à la rotation circulaire. Le domaine du proche infrarouge ouvre la voie à la caractérisation et à la détermination de la distance d'étoiles OB fortement obscurcies par la combinaison d'images et de spectres dans le proche infrarouge. Même si la classification spectrale est plutôt difficile dans ce domaine de longueur 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. Hanson et 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 24

récemment. La mesure parallactique de masers est en développement. C'est une méthode très précise de détermination de la distance (Xu et al. 2009, Zhang et al. 2008, 2009) et devrait faire grandement progresser la détermination de la distance d'objets pour lesquels aucune étoile excitatrice 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 lever l'ambiguïté sur la distance (HI self-absorption ou HI émission/absorption méthodes, e.g. Anderson et al. 2009) pour un certain nombre d'entre elles. Il sera intéressant d'inclure ces nouvelles données pour retracer la structure spirale de notre Galaxie. En parallèle se développent des simulations axées sur notre Galaxie. Il est difficile d'évaluer si les simulations peuvent répondre aux contraintes observationnelles concernant la structure spirale et les écarts à la rotation circulaire observés dans notre Galaxie. Les simulations utilisent des modèles d'évolution et des conditions initiales différentes. Par exemple, certaines simulations tiennent compte d'une barre alors que d'autres non, certaines simulations supposent la présence de deux bras stellaires alors que d'autres en supposent 4. Un certain nombre de simulations s'accordent toutefois pour dire qu'une structure avec 4 bras pourrait provenir de l'évolution du gaz dans un potentiel généré 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'origine du potentiel gravitationnel et les «bras gazeux». La question est en particulier de comprendre/quantifier la formation des étoiles dans ce contexte. 25

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 et l'enrichissement des galaxies. Malheureusement leur formation est encore mal connue. Les étoiles massives se forment certainement dans des coeurs moléculaires denses par une forte accrétion de gaz sur l'embryon proto-stellaire (e.g. Beuther & Schilke 2004). Mais l'origine physique de ce fort taux d'accrétion n'est pas encore établi, et différentes hypothèses sont avancées: fort degré de turbulence (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 bien contrainte pour les étoiles massives alors qu'elle l'est pour les étoiles de faibles masses (e.g. André et al. 2000). Par exemple, l'existence et le temps de vie de l'analogue classe 0 des étoiles de faibles masses, pour les étoiles massive est encore débattu (Motte et al. 2007). De plus l'ordre et le temps caractéristique des différentes phases d'évolution (coeur pré-stellaire, coeur proto-étoile froid, coeur chaud, masers OH/H2O/CH3OH, sources chaudes, objets massifs de forte masse, régions HII hypercompactes, région HII ultra-compactes) nécessite d'être clarifié. Il est donc crucial de construire un échantillon représentatif d'objet pré- et proto-stellaire massifs. C'est dans ce cadre que le projet HOBYS (PI: Motte F., Zavagno A., S. Bontemps) a vu le jour. Le but de ce projet est de sonder avec 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 en l'imagerie de ces complexes dans les 5 bandes (70, 160, 250, 350 et 500 m) disponibles d'herschel avec les instruments PACS et SPIRE. Dans le cadre du projet HOBYS, nous avons en charge les régions NGC6334 et NGC6357 pour lesquelles des données à 1.2 mm (émission continue des poussières froides) ont été préalablement obtenues (figure II.1). A partir de l'image à 1.2mm, qui trace la poussière froide, 163 coeurs denses et compacts (~0.1 pc) ont été extraits grâce à un algorithme spécialement développé par F. Motte basé 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 coeurs est ensuite déterminée en supposant que le milieu est optiquement mince et en adoptant une température de 20K. Pour les 42 coeurs (figure II.1) les plus massifs (m>100 M ), qui sont ceux qui ont la plus grande probabilité de donner naissance à une étoile massive, nous avons mené des observations, avec l'instrument MOPRA, de raies moléculaires (SiO, N 2H+, HCO+, HNC...) permettant le diagnostic physique de ces coeurs. En particulier la présence d'un flot va se traduire par une raie SiO (formée dans le gaz choqué dans les flots) forte et dissymétrique. La masse du Viriel et le degré de turbulence sont calculés à partir de la largeur de la raie N 2H+. Les mouvements internes («infall») sont étudiés grâce aux profils des raies optiquement épaisses que sont HCO + et HNC. En parallèle nous avons recherché les signes de formation stellaire déjà active que sont la présence de masers, de sources compactes intenses à 24 et 21 m (une source sera qualifiée de «IR quiet» si le flux à 24 m est inférieur a 15 Jy, sinon elle sera qualifiée «high-luminous»; voir figure II.2), de sources radio et d'objets stellaires jeunes détectés dans le proche infrarouge (classifié Classe 0 ou Classe I selon les diagrammes couleur- couleur dans les bandes Spitzer 3.5, 4.5, 5.8 et 8 m). 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 des proto-étoiles «high-luminous», 6 classifiés comme étant des proto-étoiles «IR-quiet» et 1 est un coeur pré-stellaire. 26

Figure II.1: Image à 1.2 mm (émission continue) de NGC 6334 et NGC 6357 observée par Muñoz et al. 2007 avec SIMBA (SEST). Les croix blanches indiquent les 42 coeurs denses plus massifs que 100 M. Figure II.2: Séparation des coeurs denses «high-luminous» et «IR-quiet» sur la base de leur flux à 24 m flux (limite à 15 Jy). Les coeurs denses (triangles vides) peuvent être associés avec des masers (carrés vides), des sources classe I/II (carrés noirs), ou des sources radio (diamants noirs). 27

C'est ce dernier coeur qui est le plus important pour l'étude des toutes premières phases de la formation stellaire massive. De plus le fait de dénombrer un seul coeur pré-stellaire suggère que le temps caractéristique de concentration et d'effondrement des coeurs massifs pour former des étoiles est un processus très rapide. Figure II.3: Carte de température (haut) et de densité (bas) de NGC 6334 (produites à partir des données Herschel par L. Anderson). On notera, sur la figure du bas, la structure générale très filamentaire. Un découpage en zone (pointillés) y est présenté: en particulier la partie centrale (nommée «center» ) 28

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 leur empreintes 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 et NGC6357 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 résultats concernant NGC 6334. Notre but premier est de répertorier les coeurs denses et massifs qui ne présentent pas de signe de formation stellaire. Ces sources en effet vont être nos cibles pour des observations futures avec ALMA. Dans ce cadre, nous avons utilisé «getsources» (Men'shchikov et al. 2012) pour extraire les coeurs compacts depuis les images Herschel complémentées par les images SIMBA à 1.2mm et ATLASGAL à 870GHz. Getsources est un logiciel d'extraction des sources qui effectue la détection et la mesure des sources sur la base d'une analyse multi-échelle (décomposition des images originales en une centaine d'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 étant trop 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 loi de corps gris (S de la forme A..B(,T) avec fixé à 2) afin de déterminer les paramètres physiques que sont la masse, la densité, la température et la luminosité bolométrique. Lors de l'ajustement les corrections de couleurs et d'échelle (suivant le processus présenté par NguyenLuong et al. 2011) sont appliquées. Le flux à 70 m est exclu de l'ajustement car cette longueur d'onde est optiquement épaisse et est en générale contaminée par l'émission des poussières chaudes. 29

La procédure d'ajustement (Mpfit sous IDL) requiert au moins 3 flux pour pouvoir effectuer l'ajustement ce qui réduit le nombre de sources pour lesquelles les paramètres physiques peuvent être déterminés. Enfin la valeur du normalisé est aussi utilisée pour ne sélectionner que les meilleurs ajustements. Figure II.5 : Exemple d'un fit de SED (coeur numéro 93 de la zone 3). A partir du fit ( 0.3) les paramètres physiques de ce coeur dense sont T=19.3 K, M=9 M, Lbol = 47.9 L, <FWHM160 m> = 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, la figure II.6 présente le flux à 70 m en fonction de la masse issue de l'ajustement de la SED. Ce graphe permet de déterminer la masse caractéristique des coeurs denses et massifs qui sont potentiellement à même de former des étoiles massives. Les coeurs actifs, ceux qui présentent déjà de la formation stellaire massive identifiée soit par la présence de Maser, régions HII, et/ou l'association avec une source à 70 m de flux supérieur à 132 Jy, permettent de mettre en évidence une masse typique de 180 M. Les coeurs qui nous intéressent sont donc ceux de M > 180 M et de F(70 m) < 132 Jy. On note que ces coeurs, dits coeurs denses massifs «infrared-quiet» sont peu nombreux (quatre). Parmi, ces quatre coeurs nous savons déjà que deux d'entre eux présentent déjà des raies moléculaires qui trahissent des outflows ou des inflows (Russeil et al. 2010) soulignant leur statut de proto-étoile. Il reste donc deux coeurs qui sont dans une phase encore plus précoce de la 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. Ce type 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 modèles sont adaptés de Molinari et al. (2008). La partie verticale des tracés représente la phase d'accrétion accélérée, au niveau du coude se trouve la phase de pré-séquence principale, et enfin la partie horizontale représente la phase finale de nettoyage («clean-up») de l'enveloppe. 30

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. Figure II.7: L_bol versus Masse pour les coeurs denses et massifs. Les courbes sont les trajets évolutifs (pour les masses d'enveloppe, de gauche à droite, respectivement de 80, 140, 350, 700 et 2000 M ). Les symboles en étoiles sont les coeurs denses détectés à 1.2mm (les coeurs entourés d'un carré sont ceux qui présentent des signes d'activité: Maser, région HII et/ou F (70 m) > 132 Jy). Les symboles plus sont les autres coeurs extraits par «getsources». Le trait vertical en pointillés marque la masse de 180 M 31

Nous pouvons voir que la plupart des sources sont localisées dans la zone de la phase d'accrétion tandis 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'évolution le long du filament associé à NGC 6334. Les premiers résultats suggèrent que la partie centrale du filament 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. Ils soulignent le grand potentiel de ces données pour l'étude de la formation stellaire en général et massive en particulier. Cette analyse se fait de concert avec les responsables du projet HOBYS et au sein de l'équipe MIS, d'autres intervenants spécifiques Herschel du LAM et en particulier grâce à la présence de J. Tigé qui débute sa thèse sur cette thématique. Le déroulement de cette étude suit le programme suivant: analyse de NGC 6334 et NGC 6357 afin de trouver les coeurs denses massifs dans un état d'évolution pré-formation stellaire. Caractérisation physico-chimique de ces coeurs avec ALMA. Nous espérons mettre en évidence des critères forts de sélection de ces coeurs afin d'en faire une recherche plus systématique à l'échelle de notre Galaxie grâce au sondage Hi-GAL et d'établir une vue générale de la formation stellaire massive dans notre Galaxie dans le but de comparer/d'extrapoler aux autres galaxies et aux différents processus de formation stellaire (onde de densité, formation stellaire induite...) 32

III) Les étoiles massives et leur région HII: Cinématique des régions HII Contrairement aux étoiles de faibles masses le processus menant à la formation des étoiles massives n'est pas encore bien connu. L'on sait que les étoiles massives se forment dans les coeurs denses présents dans les nuages moléculaire géants (GMCs) et plutôt en amas. Les étoiles massives nouvellement formées gouvernent alors l'évolution chimique et dynamique de leur nuage moléculaire parental par l'intermédiaire de leur émission de photons ionisants et de leur vent stellaire. 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 vents stellaires et l'inhomogénéité du milieu ambiant vont avoir une influence importante sur la cinématique 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 gaz ionisé 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 induire de la formation stellaire. Si observationnellement la formation de coeurs moléculaires présentant de la formation stellaire autour de régions HII est mise en évidence (e.g. Deharveng et al. 2003) deux scénarios sont en compétition pour expliquer leur formation: le modèle de «radiation driven implosion» (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-existantes dans le milieu environnant en y impulsant la formation d'étoiles. Dans le second modèle le front de choc en avant du front d'ionisation accumule de la matière créant une couche de gaz neutre autour de la région capable de se fragmenter en formant des fragments suffisamment massifs et denses pour engendrer de la formation stellaire. Il apparait donc important de caractériser le lien entre région HII et le milieu neutre environnant ou la formation stellaire peut être induite. Cela passe notamment par l'étude de la cinématique des régions HII (expansion, flot champagne...). Une telle approche a déjà été testée pour un certain nombre de régions HII: RCW79 (Zavagno et al. 2006), RCW120 (Zavagno et al. 2007, Deharveng et al. 2009), RCW82 (Pomarès et al. 2009) and RCW108 (Comeron et al. 2005). Excepté pour RCW108, l'information cinématique a été obtenues grâce aux données du sondage H du plan galactique 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 été observée en avec l'instrument CIGALE monté sur le télescope de 3.6 m de La Silla. Cela fourni des cubes de données de résolution spatiale de 0.4''. La couverture de la région a nécessité l'observation de 4 champs de 4.5' de taille. L'interféromètre de Perot-Fabry utilisé était le PF1938 qui 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 le champ de vitesse et de largeur à mi-hauteur (fig. III.2). Le champ contient 512X512 pixels, mais pour 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 pour laquelle 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 et la région HII compacte (de morphologie très «patchy» et légèrement allongée dans la direction sudest) dans le centre de la carte. Une émission plus diffuse est présente aussi dans tout le reste du 33

champ. La région HII compacte est décalée par rapport au pic moléculaire. Elle est plutôt dans une zone ou les iso-contours moléculaires sont tordus délimitant une cavité d'ou le gaz ionisé peut se répandre. Ceci est une indication claire de l'interaction entre la région HII et son nuage moléculaire parental. Figure III.1: Image H (en négatif) de RCW108. Le cercle en pointillés entoure l'amas excitateur et les 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-structures de la nébuleuse (fig. III.2.D) met en évidence une petite variation de vitesse dans la direction sud-est avec 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 est aussi de -21.7 km/s. La vitesse moléculaire générale de -24.5 km/s peut être associée à l'émission étendue tandis que les «patches» peuvent apparaitre comme la contrepartie d'une sousstructure spectrale atour de -20 km/s observée dans les profils CO (voir les profils CO dans l'article de Comeron et al., 2005). Ceci peut être interprété comme des «clumps» denses ionisés et photoévaporés depuis l'extérieur. Ceci est consistant avec les conclusions tirées des images dans l'infrarouge proche ou le coeur de la région HII compacte est profondément enfoui dans le nuage moléculaire alors que seules les parties externes, les moins obscurcies, sont révélées dans le 34

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 la largeur est de l'ordre de 23 km/s. Cette tendance est certainement due la la présence du front d'ionisation. Partout ailleurs dans la zone cartographiée et loin du front d'ionisation la largeur moyenne est de 27 km s-1. (A) (D) (B) (C) 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. 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 21.4 km/s. Si l'on interprète l'élargissement excédentaire de la raie par la turbulence cela donne une 35

dispersion de vitesse entre 8.5 et 16.5 km/s. De telles variations de dispersion de vitesse ont déjà été observés 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 vitesse pointe 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 les vitesses moléculaires suggérant que cette émission provient certainement de l'interaction directe entre le flux ionisant et le nuage moléculaire. Les plus grandes vitesses correspondent à une émission H beaucoup plus diffuse et faible (à l'exception de l'émission relativement intense autour de 16h40min, -48 54' de vitesse -14 km/s). Le nuage moléculaire ne présente pas de vitesses similaires, par contre de telles vitesses sont observées pour l'autre nuage moléculaire situé à l'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 mais qui aurait été en grande partie détruit par l'action de l'amas NGC6193. Dans ce cadre l'émission H de vitesse entre -16 et -11 km s-1 est probablement la contrepartie ionisée de ce nuage moléculaire parental. RCW82 (Pomarès et al. 2009) La région RCW82 a été observée dans le cadre du sondage H du plan galactique. Elle a donc été observée au télescope de 36 cm avec l'interféromètre de Perot-Fabry d'ordre 2604 permettant un pas d'échantillonnage de 5 km/s et un intervalle spectral libre de 115 km/s. A partir du profil intégré sur l'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 résolution spatiale. Si la basse résolution spatiale ne permet pas de suivre avec détail la variation spatiale de largeur et de vitesse de l'émission du gaz ionisé nous pouvons voir que RCW82 ne présente pas un large 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 sont localisées sur le bord de la région ionisée proche de condensations moléculaires. De telles raies étroites 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 à 313 (Russeil et al. 1998) on peut placer la couche à -31 km/s à une distance de 1.5 kpc et la couche à -50 km/s à 3.4 kpc. La vitesse systémique de RCW82 (-50 km/s) montre qu'elle est clairement associée à la couche la plus lointaine. La vitesse du gaz ionisé permet d'identifier les composantes moléculaires qui peuvent être associées à 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. La composante moléculaire à -48 km/s de même vitesse que la région HII et entourant cette dernière suggère une claire association (fig. III.3). Les deux composantes moléculaires à -39 et -35 km/s consistent principalement en de l'émission diffuse et peuvent être associées à la composante ionisée diffuse à -31 km/s. Elles ne sont donc pas à la même distance que RCW82 et n'y sont donc pas associées. Enfin la composante moléculaire à -55 km/s est vue comme une intense émission principalement localisée sur le coté Est de RCW82. A diverses positions de la région HII de l'émission H présente des vitesses similaires; on peut donc supposer que cette composante 36

moléculaire est en interaction avec la région HII. Figure III.3: En haut : image composite de RCW82 (Pomarès et al. 2009). En turquoise : émission H. du gaz ionisé, en rouge émission du gaz moléculaire. En bas : Vitesse du gaz ionisé déterminé par l'étude de la raie H. La vitesse est indiquée dans des zones carrées d'ou le spectre moyen est extrait. Les valeurs en noirs indiquent que la raie a une largeur normale tandis que les valeurs en blanc indiquent que la raie est plus étroite que 20 km/s. 37

RCW107 La région RCW107 a été observée dans le cadre du sondage du plan galactique. Elle a donc été observée, au télescope de 36 cm, avec l'interféromètre de Perot-Fabry d'ordre 796 permettant un pas d'échantillonnage de 15 km/s et un intervalle spectral libre de 350 km/s. RCW107 (distance 1.4 kpc) présente une morphologie particulière. Excitée par l'étoile HD148937 de type 06f?p elle se distingue de la plupart des régions HII classiques par sa forme bipolaire. Observée lors du sondage H du plan galactique sa relativement grande taille apparente (de l'ordre de 6' ) permet de faire une étude 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 est interprétée comme étant la frontière entre le milieu interstellaire et l'influence de l'étoile par vent stellaire. 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 voir même dédoublés dans le lobe sud. Si de manière globale le lobe nord s'éloigne tandis que le lobe sud se rapproche de nous un gradient de vitesse au sein même de chacun des lobes est observé : dans le lobe nord la vitesse croit d'ouest en 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 : par exemple on note un l'écart de 10 km/s entre deux zones contigües à quelques 80'' à l'est de l'étoile. 38

Les profils présentent un dédoublement dans le lobe Sud. Ces dédoublements semblent être attribué à la présence de globules. En effet Scowen et al. (1993) observent la présence de petites condensations dans le lobe sud qui sont photo-évaporés par le rayonnement UV de HD 148937. Or l'interaction d'un flot de gaz avec un globule peut entrainer des asymétries voir le dédoublement des profils (Yorke et al. 1984). Figure III.5: Modèle hélicoidal ajusté à RCW107 (courbes). Les symboles indiquent si le gaz se rapproche (cercles pointés) ou s'éloigne (croix cerclées). Dès 1974, Pismis propose pour expliquer les mouvements internes de RCW107, que la matière est éjectée 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 nous observons est plus en accord avec ce dernier modèle car des zones d'émission de vitesses positives sont observées dans la partie sud alors qu'elle est dominée par des vitesses négatives et inversement dans la partie nord. Nous avons testé un modèle hélicoïdal. Pour cela nous avons extrait les profils sur des surfaces de 3X3 pixels et décomposé l'ensemble des profils couvrant RCW107 pour établir la vitesse barycentrique en chaque position. Nous avons sélectionné les profils de bonne qualité et corrigé de la vitesse systémique. Le modèle suppose que la morphologie est donc hélicoïdale avec une base elliptique et une variation linéaire du demi grand axe avec l'angle de rotation. Les paramètres indépendants de ce simple modèle sont donc l'angle d'inclinaison par rapport au plan du ciel i, le rapport d'axe de l'ellipse, le pas de l'hélice et le coefficient de variation du demi grand axe. Pour ajuster (à 2D) la courbe théorique aux observations nous avons utilisé la routine Minuit avec l'option de recherche «Migrad» et/ou «simplex» (Nelder & Mead, 1965). Les paramètres sont alors optimisés en minimisant la somme des distances entre les points observés et théoriques. Enfin l'ajustement est fait indépendamment sur le lobe sud et Nord. Le résultats est présenté par Figure III.5 et les valeurs ajustées sont données dans la table III.1 39

On notera la bonne cohérence des résultats entre le lobe Nord et Sud mis à part pour l'ellipticité qui traduit une asymétrie géométrique de l'éjection. Ce n'est pas surprenant car de nombreuses nébuleuses 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 valeur qui pourra être comparée aux propriétés observées de l'étoile. Perspectives Les exemples de RCW107, RCW108 et RCW82 illustrent le potentiel des données interférométriques pour l'étude de la cinématique des régions HII. RCW107 et RCW82 observés avec le télescope de 36 cm (donc à faible résolution spatiale) illustrent la nécessité d'avoir une plus grande résolution spatiale pour suivre les variations cinématiques. En effet c'est avec RCW108 observé au 3.6 m de l'eso que l'on voit l'avantage de cumuler une bonne résolution spatiale et spectrale. Dans cette même optique, l'étude cinématique de NGC6334 et NGC63357 est en cours avec des données du sondage galactique (PF2604, 9'') ; la grande taille apparente de ces deux régions permet une résolution spatiale relativement bonne. Notre but maintenant est de mener un sondage systématique avec une bonne résolution spatiale de la cinématique des régions HII optiques des programmes d'observation avec le satellite Herschel HOBYS (P.I. Motte F., Zavagno A., Bontemps S.) et Hi-GAL (P.I. S. Molinari). Nous pensons pour cela 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 régions Sud. 40

IV) Etude statistique de la formation des étoiles massives dans 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 notre Galaxie 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 de détecter et cataloguer les premières phases de la formation des nuages moléculaires et de la formation stellaire afin de faire une étude homogène et non biaisée des régions de formation stellaire et des structures froides du milieu interstellaire. Dans le cadre du sondage Hi-Gal, la détermination systématique de la distance des sources se fait grâce à des suivis dans les raies 13CO et NH3. Nous participons à cet effort sur la détermination des distances (Russeil et al. 2011) en ayant mis en forme des procédures automatiques permettant de lever de la dégénérescence (quand c'est possible!) sur la distance. La méthode de détermination de la distance des objets est résumée par la figure IV.1. La première étape qui consiste à assigner à chaque source HiGAL une vitesse est faite par nos collaborateurs (en particulier J. Mottram et M. Pestalozzi). Notre intervention est exclusivement focalisée sur la détermination de la distance à partir de la vitesse. Figure IV.1: Organigramme du processus de détermination de la distance des sources HiGAL. 41

Les informations de base issues du catalogue de sources qui est en entrée de nos procédures sont les coordonnées et la vitesse de chaque source. Notons que pour un certain nombre de sources aucune vitesse 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 de rotation 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 (vitesse plus grande en valeur absolue que la vitesse du point tangent; ceci est en général du aux mouvements de «streaming motion») et donc aucune distance ne peut être calculée. Dans ce cas la distance du point tangent est attribué à la source. Soit, le cas le plus fréquent, on a deux solutions pour la distance : la distance proche et la distance lointaine. Dans ce cas il faut lever cette dégénérescence 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 comptage d'étoiles dans les longueurs d'onde du proche infrarouge de 2MASS et de données CO. Ces cartes ont été mises à notre disposition. Elles représentent la distribution spatiale de l'extinction Av. Pour chaque carte d'extinction nous postulons que les zones à 3 sigma de la moyenne sur la carte sont des zones de forte extinction. Nous cherchons donc pour chaque source HiGAL si elle se trouve ou non dans la direction de telles zones d'extinction. Si la source se trouve dans la direction zone d'extinction alors il est probable qu'elle est à la distance proche. La vitesse de ces zones d'extinction pour toutes les cartes d'extinction du Sud a été établie par identification morphologique avec l'émission CO (sondage NANTEN) dans les différents plans de vitesse des cubes. L'association d'une source HiGAL avec une zone d'extinction est plus certaine si en plus de l'association spatiale on peut faire l'association en vitesse. En parallèle il existe des catalogues de IRDC (InfraRed Dark Cloud). Nous effectuons de la même manière 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'un IRDC 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 HII optique : en particulier avec les catalogues RCW, Sharpless et BFS. Pour bon nombre de régions HII la vitesse est connue. Une source HiGAL sera associée à une région HII si elle est spatialement dans la direction de la région HII et si elle a une vitesse similaire (±10 km/s) à celle de la région HII. Dans ces conditions, si une source HiGAL est associée avec une région HII optique alors la distance proche sera favorisée. Si la région HII a une distance stellaire établie, cette distance sera adoptée pour la source HiGAL. Un bon nombre de (nouvelles) régions HII sont observées et visible uniquement en radio. Pour ces régions des études récentes et systématiques basées sur les raies de HI (méthode de self-absorption HI ou méthode absorption/émission du HI) ou les raies d'absorption de H2CO. On citera par exemple 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 choix entre distance proche et lointaine est déjà résolu cette solution sera aussi attribuée à la source HiGAL. Un nombre encore réduit de région HII ont leur distance déterminée par la méthode de la parallaxe des 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 de l'année et donc seules quelques régions HII ont, pour l'instant, une distance déterminée de cette 42

manière. Association avec nos complexes de formation stellaire: Lors de l'établissement de notre catalogue de complexes de formation stellaire nous avons utilisé l'information disponible à cette époque à la fois sur les distances stellaires, les raies d'absorption et la visibilité optique des régions HII pour déterminer la distance de ces complexes. Quand une source HiGAL est associée à une région HII (optique ou radio) qui appartient à un de ces complexes nous lui assignons la distance du complexe. Bien sur parfois les différentes approches ne concordent pas: certains arguments préconisent une distance proche alors que d'autres préconisent la distance lointaine. Un ordre de priorité est donnée pour le choix de la distance: l'association avec les régions HII est favorisée, ensuite c'est l'association avec un complexe de formation stellaire et enfin l'association avec des structures d'extinction. La figure IV.2 donne un exemple de la détermination de la distance pour les sources dans la direction à l=59. Figure IV.2: Image Hi-GAL à 500 μm image (coordonnées galactiques) de la région à l = 59. A la position des sources compactes est donnée leur vitesse. Les couleurs représentent, en noir, les sources très probablement associées à Sh2-86 (2.1 kpc), en rouge les sources mises à la distance proche (~3 kpc), mais non associées à Sh2-86, en blanc, les objets de vitesse négative (pas d'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 point tangent (~4.3 kpc), enfin en vert, les objets placés à la distance lointaine (~6 kpc). Les ellipses pointées par des flèches sont les bulles infrarouges du catalogue de Churchwell et al. (2006). 43

Déjà quelques 25000 sources HiGAL sont cataloguées entre l=296 et 350 de longitude pour lesquelles la détermination de la distance est en cours. Contrairement au proche infrarouge qui trace les étoiles âgées et d'âge intermédiaire (e.g. Rhoads 1998) 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 milieu interstellaire soit transparent aux longueurs d'onde FIR est un atout majeur pour l'étude de la formation 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 répartition spatiale du taux de formation stellaire (le long des bras, bras-interbras, d'un bras à l'autre, galactocentrique) sera accessible. Grâce au flux a 70 m d'herschel on peut sélectionner les coeurs qui présentent une activité due à une étoile massive. Pour cela nous comparons le flux 70 m de la source au flux 70 m attendu pour une étoile B3. Une étoile B3 a une luminosité de 10 3 L. Cette luminosité correspond (voir la description la méthode dans Motte et al. 2007) à un flux à 70 m comme suit: S 70 m Jy =405.215 /d 2 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) peuvent être sélectionnés pour tracer la structure spirale. Ceci va permettre une étude de détail du lien entre structure spirale et formation stellaire afin de préciser si, comme le suggère l'étude de galaxies extérieures, les bras spiraux n'ont que peu d'importance à grande échelle sur le taux de formation stellaire 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 de longitude 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 S70 m > S70 m (B3). Nous devons garder à l'esprit que les distances cinématiques ne sont pas corrigées des écarts à la rotation 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 HiGAL 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 possible prolongement du bout de ce bras. Ce bras étant considéré comme un bras majeur de notre Galaxie il est 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 dominées par les complexes de formation stellaire, soit par des complexes ou les étoiles ont déjà développé des 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 la différence est aussi évidente entre le nombre de sources actives/massives HI-GAL des parties proches et lointaines de ces bras. Ceci souligne une possible augmentation de l'activité de formation stellaire quand on se rapproche du centre. On peut noter une grande concentration de sources entre 330 et 340 (à d~12 kpc) qui trace clairement une portion de bras. Légèrement décalées vers de plus petites distances relativement au bras 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 le tracé de Russeil (2003) non montré ici. Peu de complexes étaient identifiés dans le bras de Norma-Cygne entre environ 323 et 328. Cela rend difficile la contrainte de la direction tangente de ce bras. Les sources Hi-GAL ne remplissent pas ces zones «vides» suggérant un déficit réel de formation stellaire dans cette zone. Malgré tout quelques sources aux environs de 320 et d~8-9 kpc pourrait être associées au bras suggérant alors 44

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. Comme pour le bras Norma-Cygne peu de complexes sont observés au delà de 323 le long de ce bras. Ce déficit de sources est nettement noté aussi avec les sources Hi-GAL. Ces dernières tracent clairement 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). Les sources compactes associées à de la formation stellaire massive sont représentés par les symboles bleus (cercles: sources avec S70 m > 10 * S70 m (B3); Rond pleins: sources avec S70 m > 50 * S70 m (B3)). Les complexes de formations stellaires (Russeil 2003) sont représentés par des symboles rouges (Carrés pleins: complexes avec U > 70 pc cm-2). Les bras du modèle (Russeil 2007) sont Sagittaire-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 particulier entre 300 et 309 et d entre 3 et 8 kpc. Mais dans ce domaine de longitude un grand nombre de sources présentent des vitesses interdites qui nous obligent à les placer à la distance du point tangent. Ceci était déjà observé lors du sondage H du plan Galactique (Russeil et al. 1998). Leur position n'est donc pas certaine d'autant plus que la distance stellaire n'est pas disponible pour ces sources. Les écarts de vitesse (figure IV.4) sont typiquement de 5 km/s en valeur absolue mais des valeurs 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 de confirmer leur position dans l'inter-bras, de voir si elles tracent des sous structures tels que des éperons ou des ponts et de quantifier le mode de formation stellaire dominante (induite ou onde de densité) en comparaison avec les sources des bras. 45

Figure IV.4: Ecarts à la rotation circulaire des sources de vitesse interdite (vitesse plus grande en valeur absolue à la vitesse du point tangent). Cela donne une estimation des écarts à la rotation circulaire dans notre Galaxie. La plupart de ces écarts sont inférieurs à 10 km/s. Malgré tout on notera 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 HiGAL sondant largement le plan de notre Galaxie. Il est important aussi d'établir la limite de détection des données Hi-GAL pour mieux comprendre ce que l'on observe dans les parties lointaines des bras. Perspectives La théorie des ondes de densité de Lin & Shu (1964) suggère que la structure spirale est une instabilité 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 vues suggérant que ces galaxies sont purement dominées par la formation stellaire induite. Les galaxies à bras 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 lié dans 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 galaxies montre que l'induction de formation stellaire est faible (Foyle et al. 2010). L'effet principal des bras est de concentrer le gaz sans significativement changer le taux de formation stellaire par unité de gaz. Ainsi la formation des étoiles peut aussi se faire dans les régions inter-bras. Les complexes moléculaires géants semblent se former grâce aux «streaming motions» alors que le gaz moléculaire s'approche des bras et sont fragmentés à cause du «shear» quand ils quittent les bras (Koda et al. 2009). 46

La grande résolution spatiale, due à la proximité du disque de notre Galaxie, devrait par l'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 stellaire avec 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 -longitude qui permettent de trouver les directions tangentes aux bras. De rechercher des structures de poussières froides dans les inter-bras pour comprendre comment se forment les nuages moléculaire géants. De rechercher des éperons dans l'inter-bras et de voir si ils sont actifs en terme de formation stellaire ou non et ainsi de confirmer ou d'infirmer que notre galaxie n'est pas une flocculente. 47

V) Etude statistique de la distance des étoiles OB et distance des régions HII Etat de l'art L'étude de la cinématique et de la structure de notre Galaxie requiert la détermination de la distance. De plus l'étude physique de n'importe quel objet nécessite de connaitre la distance. Nous nous sommes donc attaché à déterminer au mieux la distance stellaire des régions HII pour lesquelles cette dernière n'est pas connue ou mal connue. Pour cela nous avons dans un premier temps sélectionné depuis notre catalogue de complexes de formation stellaire (Russeil, 2003) les complexes du second et du troisième quadrant galactique pour 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 identifiés rendant 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 et d'accéder à des régions qui permettent de tracer la courbe de rotation à grande distance galactique. 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 distance cinématique diverge. Pour ces régions la distance stellaire est alors la seule alternative pour déterminer leur distance. Nous avons ainsi sélectionné un échantillon de 32 régions HII pour lesquelles nous avons recherché les 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 utilisé les images optique, radio et proche infrarouge (MSX). Les étoiles excitatrices sont localisées dans les parties centrales des régions HII, elles sont donc attendues à être localisées au centre de l'émission radio et au centre de l'émission MSX-8 m (le MSX-8 m trace l'émission des PAHs qui se trouvent localisées dans la région de photo-dissociation entourant les régions HII). Pour chaque région de l'imagerie UBV a été faite à l'ohp (sur le T120) permettant d'identifier par leur couleur les étoiles OB (fig). Le diagramme U-B versus B-V est un outil efficace pour sélectionner les étoiles OB: 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 pour l'instrument CARELEC), nous avons obtenu le spectre entre 4000 A et 5000A afin de déterminer leur type spectral. Pour la plupart des régions la détermination de la distance combinant la spectroscopie et la photométrie a été possible, mais pour quelques régions étendues, trop lointaines pour faire de la spectroscopie, ou dont l'aspect est très diffus sans structure claire en radio et MSX-8 m il n'a pas été possible d'identifier les étoiles excitatrices. Nous avons donc déterminé la distance de manière statistique 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) nous avons sélectionné les étoiles OB et déterminé la distance photométrique en faisant l'hypothèse que ce sont des étoiles de type V (séquence principale). L'histogramme des distances permet alors d'estimer la distance de la région HII. En associant la distance de BFS6 au pic principal de l'histogramme nous établissons que la distance la plus probable pour BFS6 est 10 kpc. Cette distance est en bon accord avec la distance de régions HII du même complexe pour lequel la distance stellaire est connue. 48

Figure V.I : Image DSS de BFS6 (14.4' X 14.2') et contours radio. (A) (B) Figure V.2: (A): diagramme de couleur des étoiles dans le champ de BFS6. La courbe est la séquence principale et la ligne représente la ligne de rougissement (longueur de Av=5 mag) pour une étoile B3. (B): distribution en distance des étoiles plus massives que B3. 49

Etoiles OB dans la direction de NGC 6334 et NGC 6357 Fort de cette expérience nous avons appliqué une méthode similaire pour déterminer la distance stellaire de NGC6334 et NGC6357 afin de les replacer relativement à la structure spirale (NGC6334 et NGC6357 sont localisées proche de la direction du centre galactique, la distance cinématique n'est donc pas fiable). Nous avons en plus amélioré la méthode en déterminant de manière statistique 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 située dans le voisinage de l'étoile. De nombreuses investigations montrent que la valeur moyenne de ce coefficient 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 R v pour NGC6334 et NGC6357. A partir d'images UBV, obtenues avec VIMOS (sur le VLT), couvrant NGC6334, NGC6357 et la zone entre ces deux régions, nous avons sélectionné 2394 étoiles OB (fig. V.3). Nous avons crosscorrélé ce catalogue d'étoiles OB avec les données 2MASS et DENIS afin d'une part d'exclure les étoiles dont le rougissement est intrinsèque (étoiles fortement enfouies) et d'autre part de déterminer le coefficient Rv par la méthode photométrique (e.g. Pandey et al. 2003) à partir des diagrammes couleur-couleur (de la forme V versus B-V). Nous déterminons ainsi que le coefficient d'extinction est plus élevé pour ces deux régions puisque que nous trouvons Rv = 3.56 et Rv = 3.53 respectivement pour NGC6334 et NGC6357. Avec ces nouvelles valeurs de Rv nous déterminons un distance de 1.7±0.3 kpc et 1.9±0.4 kpc pour NGC6334 et NGC6357. Nous confirmons, à partir de la distance des étoiles excitatrices, que ces deux 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 OB observées (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 cet histogramme 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 du Sagittaire-Carène. Ce bras apparait assez large (environ 1kpc d'épaisseur) et NGC6334-NGC6357 est plutôt localisé sur le bord lointain de ce bras. Cela suggère un gradient d'âge avec les objets les plus 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 ce même bras du Sagittaire-Carène par Mel'nik et al. (1998). Or un gradient d'âge selon l'épaisseur du bras avec les étoiles les plus jeunes au niveau du bord interne et les étoiles plus âgées localisées sur le 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 stationnaire des bras, au dessous du rayon de corotation la matière tourne plus vite que l'onde de densité et donc elle rattrape le bras et pénètre le bras de son coté concave. Le gaz forme alors les étoiles proches de la zone de compression ainsi formée. Il est alors attendu une structuration spatiale selon l'épaisseur du bras avec des zones de poussière sombres juste en début de bras suivi par les régions HII et enfin les 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 dans la direction de NGC6334-NGC6357 suggère que NGC6334 et NGC6357 se trouvent à une distance galacto-centrique plus petite que le rayon de corotation. 50

Figure V.3: Diagramme Couleur-couleur des étoiles. La courbe est la séquence principale non rougie. Le segment rouge (de longueur Av = 5 mag) présente le vecteur de rougissement (droite d'extinction) standard (Schmidt-Kaler, 1983) pour une étoile B3V. Les étoiles OB sont situées au dessus 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 distance photométrique est inférieure à 400 pc sont reportées. On a supposé que les étoiles étaient de type V et un Rv moyen de 3.47 a été adopté. 51

Maintenant que nous avons établi le catalogue d'étoiles OB pour NGC6334 et NGC6357, nous projetons dès que possible d'établir le type spectral de ces étoiles pour préciser et confirmer notre approche 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'étude statistique 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 les paramètres physique (masse, taille, luminosité) des objets associés aux complexes de formation stellaire. Combinés avec des données proche-infrarouge nous avons vu qu'il était possible de déterminer le coefficient d'extinction Rv de manière statistique. Une perspective directe serait de construire de tels histogrammes pour de nombreuses directions du plan galactique afin de suivre les bras stellaires jeunes et de faire une comparaison plus systématique entre la distance des traceurs stellaires jeunes et des régions HII. En parallèle un suivi spectroscopique plus systématique des étoiles OB permettrait de préciser le type spectral et donc d'avoir des distances plus précises. En effet l'erreur typique sur la distance photométrique peut atteindre 50% alors que cette erreur tombe à de l'ordre de 10% si on a le type spectral. Ce gain de précision permettrait bien sur un tracé des bras stellaire 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 que l'on pourra utiliser pour réajuster les tables de calibrations de magnitude absolue. GAIA devrait aussi permettre de tracer la courbe de rotation de notre Galaxie avec de meilleures barres d'erreurs et des traceurs plus homogènement répartis. Enfin GAIA devrait donner accès à la structure spirale des étoiles âgées. La comparaison avec la structure spirale gazeuse (jeune) permettra de clarifier leur positionnement/relation respectives et de «peser» les bras pour identifier ceux à l'origine du potentiel gravitationnel. 52

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 élucider concernant notre Galaxie: est elle grand-design, multi-bras ou flocculente?, est ce que les bras sont des structures transitoires ou «long-lived»? sont ils des ondes de densité ou non? quel est leur origine et le mécanisme de support? quel est la relation entre la barre et la structure spirale? ou se trouve le rayon de co-rotation? N'étant pas spécialiste de la thématique extragalactique, je vais malgré tout essayer de replacer notre Galaxie dans ce contexte. Les différentes approches théoriques expliquant les bras spiraux se divisent en 2 groupes: la théorie de 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 des barres 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. Quatre principaux modèles sont actuellement mis en avant (Elmegreen 2011) : Amplification «swing» aléatoire et localisée du gaz dans un potentiel stellaire stable. Ce modèle produit des galaxies flocculentes et un disque stellaire sous-jacent diffus (e.g. NGC 5055). Les étoiles se forment dans de petites poches de gaz et de proche en proche. Leur distribution est étirée en forme de spirale par la rotation différentielle. La structure spirale est alors indépendante de l'auto-gravité du disque. Amplification «swing» aléatoire et localisée du gaz et des étoiles. Ce modèle produit des galaxies 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 longs à 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 structures spirales avec deux forts bras d'étoiles et de gaz, associé à une perturbation globale comme l'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 une instabilité 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 vues suggérant que ces galaxies sont purement dominées par la formation stellaire induite. Les galaxies à bras multiples (comme on pense que c'est le cas pour notre Galaxie) serait un cas intermédiaire avec deux bras spiraux stellaire. La théorie de «swing amplification» (Toomre, 1981) consiste en un renforcement des modes par réflexion et réfraction dans les régions centrales et leur amplification à la co-rotation. La détermination de la morphologie des galaxies est historiquement basée sur leur aspect visuel sur des images photographiques (e.g. Hubble 1926). Aux longueurs d'ondes optiques ce sont les étoiles jeunes et leur région HII associée, localisées préférentiellement le long des bras, qui dominent. De fait l'émission issue des régions HII est un traceur naturel des complexes de formation stellaire et donc de la structure spirale (e.g. Hodge et al. 1983) jeune et gazeuse. Mais il n'est pas encore clair si la morphologie des galaxies change avec la longueur d'onde. Bertin et Lin (1996) observe que la morphologie des galaxies peut changer entre le proche infrarouge et l'optique. Elmegreen et 53

al. (2011b) montre qu'à 3.6 m les galaxies à bras multiples en général contiennent deux bras symétriques internes et des bras fins, irréguliers et asymétriques avec de la formation stellaire sur leur extension complète. Les galaxies «grand-design» avec barre ne présentent pas de disjonction dans 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 présentent une structure spirale grand-design présentent aussi une structure grand-design dans le proche infrarouge. Pour ce qui est des galaxies flocculentes quelques unes d'entre elles présentent une subtile structure à 2 bras à 3.6 m (e.g. Elmegreen et al. 1999). En moyenne il existe une corrélation entre une barre galactique de forte amplitude et des amplitudes de bras importantes. Si les barres peuvent 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 la présence d'un compagnon et les structures «grand-design». Malgré tout à l'inverse des galaxies isolées peuvent être grand-design. Elmegreen & Elmegreen (1982) trouvent que la majorité des galaxies SA isolées ont une structure flocculente et que les galaxies sans compagnon, ni barre sont plus souvent flocculentes. En bande K, un mode à deux bras semble plus souvent observé indépendamment de la structure optique (e.g. Seigar et al. 1998, 2003). Dans ce cadre on pourrait se demander si notre Galaxie justement n'aurait pas deux bras stellaires qui serait a l'origine du potentiel gravitationnel non-axisymétrique et quatre bras gazeux. Comme nous l'avons vu la structure dans le proche infrarouge souligne deux bras pour notre Galaxie (le Bras de Persée et le bras de l'ecu-croix). Inversement, nous trouvons que le bras du Sagittaire-Carène est un bras majeur de notre Galaxie en terme de richesse en région HII et en brillance, alors qu'il n'est quasiment pas vu dans le proche infrarouge. Le fait que l'émission dans le proche infrarouge est dominée par l'émission des étoiles âgées et d'âge intermédiaire (e.g. Rhoads 1998) cela suggérait que les bras de Persée et de l'ecu-croix pourraientt être les deux bras stellaires tandis 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'à 540 dans le cas de NGC628. A l'inverse, les galaxies qui n'ont pas de bras stellaires continus présentent 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 bras s'enroulent tous sur plus de 180. Cela soulève un point intéressant: comment se relie la structure spirale gazeuse (tracées par les objets gazeux, gaz moléculaire, régions HII et les étoiles jeunes associées) et la structure spirale stellaire (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 tombe alors dans le puits de potentiel subissant des chocs et créant des bandes de poussière. La formation stellaire se fait alors dans le gaz moléculaire dense, que les étoiles OB dispersent ensuite. Les complexes moléculaires géants semblent se former grâce aux «streaming motions» alors que le gaz moléculaire s'approche des bras et sont fragmentés due au «shear» quand ils quittent les bras (Koda et al. 2009). Mais, l'onde de densité ne semble pas induire la formation des étoiles, en fait la fraction de gaz gravitationnellement lié dans 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 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 significativement changer le taux de formation stellaire par unité de gaz. Ainsi la formation d'étoiles peut aussi se faire dans les régions inter-bras. Un certain nombre de modèles et simulations ont été faites pour justement comprendre la relation entre la structure spirale gazeuse et stellaire (Baba et al. 2009, 2010, Bissantz et al. 2003, Martos et al. 2004, Lépine et al. 2001, Fux 1999, Englmaier et Gerhard 1999, Weiner et Sellwood 1999). 54

On retiendra en particulier le modèle de Martos et al. (2004) qui montre qu'un potentiel gravitationnel à deux bras stellaires peut induire une réponse du gaz donnant une structure spirale gazeuse à 4 bras (fig. VI.1). De même les travaux de Baba et al. (2009) modélisent la formation de 4 bras spiraux dans un modèle de bras non stationnaire. Tenant compte de la formation stellaire depuis le gaz froid et le retour énergétique par des super-novae, ils montrent que dans ce cas le gaz tend à être spatialement associé avec les bras stellaires. De plus la structure et le nombre des bras stellaires changent sur une échelle de temps de quelques périodes de rotation. En effet les bras se mélangent entre eux et/ou se divisent 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 standard d'onde de densité stationnaire les «streaming motions» présentent (dans le référentiel tournant du potentiel spiral) des directions ordonnées alors que dans le modèle de bras transitoires les directions vont être orientées aléatoirement (fig. VI.2). Contrairement au modèle d'onde de densité les écarts à la rotation circulaire ne sont plus reliés au «streaming motion» mais apparaissent avec des directions (relativement à la rotation générale) aléatoires et sont dus au flot de gaz dans le potentiel gravitationnel des bras. En grandeur les écarts à la rotation circulaire sont de l'ordre de 20 à 30 km/s pour 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 structures transitoires et les étoiles jeunes et le gaz froid sont localisés aux mêmes endroits que les bras stellaires. Figure VI.1: Modèle de Martos et al. (2004) montrant la structure spirale stellaire (carrés) a l'origine du potentiel gravitationnel et la réponse du gaz (densité du gaz en niveau de gris ). On voit bien que 4 bras gazeux apparaissent dont deux sont en correspondance avec les bras stellaires et les deux autres sont entre les bras stellaires. 55

De plus dans les modèle d'onde de densité, il est attendu que le «streaming motion» change de direction 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 des bras. 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). Cet aspect 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 (points bleus) 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. Ainsi selon le type de courbe de rotation et l'enroulement des bras (caractérisé par l'angle d'enroulement nommé «pitch-angle») le gaz choqué au niveau du front de choc peut développer des instabilités sous forme d'ondulations et de noeuds denses (avec des structures allongées moins denses). Des éperons se développent (espacés régulièrement) dans les régions inter-bras et peuvent induire de la formation d'étoiles. La stabilité de l'onde de choc (les bras) dépend du «pitch-angle»: les ondes sont stables si i=5 alors que les instabilités sont importantes si i=20. En parallèle l'onde de choc 56

spirale reste stable si la courbe de rotation est plate. Ils montrent que les choc spiraux générés dans un disque fin non auto-gravitant peuvent être dynamiquement instables et ainsi présenter un front de choc 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 densité stationnaire. Les vitesses sont relatives au référentiel spiral en rotation. Par rapport au modèle standard, dans le modèle transitoire la matière «tombe» dans le potentiel du bras depuis les deux cotés. Figure VI.4: Les images du haut sont: (à gauche) le Modèle à 4 bras de notre Galaxie (Russeil et al. (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). 57

Dans ce contexte, avec un «pitch-angle» typique de 12 (Russeil, 2003) et une courbe de rotation plate, notre Galaxie est un cas intermédiaire, et l'on peut s'attendre au développement d'éperons dans sa 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 la galaxie 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 sa courbe 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 importante permettent 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 les bases 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 ces données 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 avec l'imageur optique du SOAR (P.I. Adami). Les données en WIRCAM et en bande z' ont été réduites avec les outils Terapix (Scamp et Swarp). L'image z' a été réduite par C. Adami et les images WIRCAM ont été réduites par le groupe Terapix. Une première approche consistera à identifier la relation entre les bras optiques et les bras infrarouges. Ensuite, nous voulons tester avec cette galaxie combien la méthode de détermination du nombre de bras par la recherche des directions tangentes est bonne. Dans ce but nous allons construire les profils longitude-intensité comme vu par un observateur dans NGC1232 en tenant compte au mieux de l'extinction aux différentes longueurs d'onde. A partir de ces profils nous comparerons le nombre de bras et la position des directions tangentes à l'information donnée directement par les images en fonction de la longueur d'onde. En parallèle, toutes les données multi-longueur d'onde vont permettre d'échantillonner efficacement la SED des complexes de formation stellaire depuis le Far-UV jusqu'au proche infrarouge. Cela va permettre 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 elle n'a malheureusement pas été retenue. Enfin, nous espérons aussi profiter du futur instrument 3DNTT (interféromètre de Perot-Fabry) pour établir la courbe de rotation optique de NG1232 afin d'identifier, quantifier et de comparer avec notre Galaxie, les «streaming motions» dus aux bras et leur impact sur la formation stellaire à grande échelle. 58

CONCLUSION Une perspective générale et naturelle serait d'approfondir la comparaison de notre Galaxie avec les galaxies extérieures proches. Mes tentatives infructueuses dans le cadre du sondage GHASP pourront sans doute être renouvelées au delà du simple exemple de NGC1232. En effet plusieurs questions soulevées par l'étude de notre Galaxie restent à résoudre précisément et pourraient trouver une 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 rotation bras 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 des raisons variées, d'approfondir ces aspects. De même la perspective de mener le pendant nord à l'ohp du sondage H du plan galactique par Pérot-Fabry à balayage n'a pu être concrétisée, mais reste un projet qui pourrait être réalisé. L'impact des données issues du satellite Herschel sur les différentes thématiques astronomiques ne fait que commencer. Le sondage Hi-GAL s'annonce comme une source unique de données FIR du plan de notre Galaxie dont les différentes applications seraient : le tracé des profils longitudeintensité dans les différentes longueurs d'onde (pour identifier les directions tangentes dans ce domaine 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 en distance (GAIA) et en haute résolution spatiale (ALMA). Ces instruments vont ouvrir de nouveaux horizons. Grâce à sa haute résolution spatiale ALMA va permettre de sonder les premières phases de la formation des étoiles massives grâce à l'étude de la fragmentation, l'étude physico-chimique et cinématique/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. Les catalogues 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 rotation précise, structure spirale stellaire (étoiles âgées)... Enfin, un apport important et unique repose sur l'étude précise de la cinématique des régions HII, en particulier avec l'étude du profil de la raie H au niveau des régions de photo-dissociation pour déterminer l'impact de ces régions sur leur environnement vis à vis par exemple du processus de formation stellaire induite. 59

Remerciements Je tiens avant tout à remercier Yvonne Georgelin qui m'a permis de m'impliquer dans la thématique galactique, en une période difficile, et à qui je dois sans nul doute en grande partie mon recrutement en tant que MdC. Je tiens aussi à remercier Etienne Lecoarer pour son dévouement à la «cause galactique» et sans qui les programmes de traitement spécifique des cubes H n'auraient pu évoluer et être maintenus jusqu'à nos jours. Je tiens aussi à remercier Lise Deharveng et Annie Zavagno pour m'avoir accueilli au sein de leur équipe et donné les moyens de poursuivre et d'étendre à l'infrarouge lointain l'étude de ce sujet qui me 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 partage ce 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 la maison et à Thomas et Lucas pour leur patience et sacrifice au nom de la science et de l'enseignement. Je n'oublie pas mes frères, soeur, neveux, Nana et Guy, Mamichou, etc... qui font que 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 les formes depuis toujours. 60

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