astronomie extragalactique

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 2: ISM (HI, HCours 2: ISM (HI, H, H, H22))


ISM (Inter-Stellar Medium)

Mélange de gaz et de poussière (Mgaz/Mpoussière ~ 100)

3 phases: cold (~10K), warm (~1000K), hot (>1000K)

Composition: molécules, atomes, ionsDiffus ou petits & gros nuages<densité> = 1 atom/ cm3


Hydrogène neutre (HI) Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxiesdans les Galaxies

Composante gazeuse importante parce que:Étoiles s’y formentÉvolution des étoiles rejette le gaz

enrichiRaies d’émission pour tracer le potentiel

Raie HI à 21 cm



Atome d’hydrogène a 2 états dans son ground level, séparés par leur couplage spin-orbite

Les spins parallèles ont une énergie plus grande que les spins anti–parallèles

Le decay produit l’émission d’un photon à 1420.406 MHz.

Spin-flip par collisionDecay ~ 107 années



HI est optiquement mince, de sorte que la masse HI peut être calculée à partir du flux mesuré dans le faisceau

•S = flux radio en Jy•Vr = vitesse en km/sec•D = distance en Mpc

TB = brightness Temp. in K


Hydrogène neutre (HI) dans les Galaxies

Puche, D., Carignan, C. & Bosma, A. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990) Carignan, C. & Puche, D. (1990)



(Meurer, G.R., Carignan, C., Beaulieu, S. & Freeman, K.C. 1996)

NGC 2915-BCDOptique: AATRadio: ATCA



Radio: WSRT& DRAO

NGC 6946

Carignan et al. 1990



Galaxie Circinus – données ATCA2 MASS image



Contenu en HI pour différents types a) Rapport masse HI / masse totale

b) Rapport M/LB



Contenu relatif HI vs morphological type

MHI/LB est souvent utilisé pour comparer à d’autres paramètres galactiques



HI-deficiency dans le Virgo cluster.

MHI/LB versus luminosité bleue.

Un grand nombre des galaxies de Virgo ont un MHI/LB beaucoup plus petit qu’attendu pour leur luminosité.


Relation TF HI

La relation de Tully-Fisher : largeur du profil HI V vs. magnitude absolue pour les galaxies spirales [Tully, R.B., & Fisher, J.R. Astron. Astrophys. 54

(1977) 661].


Relation de TF en HI La relation « bleue » de

Tully-Fisher - logarithme de la magnitude absolue bleue corrigée M0,iB,T versus logarithme de la largeur de ligne corrigée HI v0,i – pour un échantillon de galaxies proches.

Les galaxies naines montrent une plus grande dispersion due aux incertitudes sur leur inclinaison.


H in galaxies


H in galaxies

Les * OB et les régions HII ionisées par ces étoiles marquent très bien les bras spiraux

NGC 5427, *OB tracent SFR


H in galaxies

NGC 628

FaNTOmMOmM


H in galaxies

Les galaxies près du centre ont perdu du gaz par ram pressure du IGM (semblable à la situation avec le HI)

(Chemin 2004)


H2 (via CO) in galaxies



Co (H2) semble distribué comme les étoiles

Pas surprenant car c’est dans les nuages H2 que les étoiles se forment



Contours CO superposés sur une image HST

Trace très bien les contours des bras spiraux

Aalto et al. 1999



(Sakamoto et al. 1999)

Dsik-dominated – galaxies normalesNuclear dominated – galaxies actives



• H2 via CO est intéressant mais:le taux de conversion H2/CO peut varier en

fonction du type morphologique le taux de conversion H2/CO peut varier en

fonction du rayon dans la galaxie ne peut être utilisé dans les galaxies naines p.e.

si les abondances de C et O sont faibles (non-détection du CO ne veut rien dire sur la présence du H2)

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