disques externes : leur intér êt, leurs problèmes
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Disques Externes : leur intér êt, leurs problèmes. Jonathan Braine Nemesio Rodriguez-Fernandez Observatoire de Bordeaux [email protected] [email protected]. La proportion de masse sous forme de gaz augmente en s'éloignant du centre. Ainsi, - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Disques Externes : leur intérêt, leurs problèmes
Jonathan Braine Nemesio Rodriguez-Fernandez
Observatoire de Bordeaux
[email protected]@obs.u-bordeaux1.fr
La proportion de masse sousforme de gaz augmente en s'éloignant du centre. Ainsi,une fraction importante dugaz est dans le disque externe.
Vallejo et al 2002
Corbelli 2003
Et avant z = 0? Prenons la Voie Lactée : pas de fusion majeure sur les derniers 8 Gyr environ d'après les études de la structure stellaireSFR moyen entre z=0 et z=1 >= 5 Msol/an ==> environ 5 x 1010 de gaz transformé en étoilesmais la moitié recycléeAinsi, notre galaxie avait un rapport gaz / étoiles plusieurs fois plus élevé qu'aujourd'hui. Plus généralement la fraction de gaz Fgaz(z=1) >> Fgaz(z=0)et les disques stellaires étaient plus petits dans le passé.
Les disques externes étaient encore plus importants !
Que contient le disque externe ?
D'après les observations jusqu'à maintenant, Mgaz semble dominée par le gaz atomique mais nous savons qu'ily a du gaz moléculaire présent -- masse moléculaire ?? conditions physiques ?Besoin de modélisation -- N. Rodriguez, (E. Gardan) d'observations de qualité -- NB, JB, EG + futur HSO/ALMA
Caractéristiques principales des zones externes -- faible champ de rayonnement (faible densité ?) -- métallicité subsolaire (comme à grand redshift)Zone non-échantillonnée dans l'espace des paramètres==> vérification avec autant de codes que possibleCodes : CLOUDY, Meudon, KOSMA-Tau
NGC 4414
Détection de gaz moléculairedans le disque à 1.5 R25
(Braine & Herpin, Nature 2004)
H2 lié au HI, détection CO là où NHI > 4e20 cm-2
soutien transformation HI --> H2 sans passage bras
Thèse Erwan Gardan :Disques Externes et évolutiongalactique
M 33 (E. Gardan)
The most distant cloud
Star formation region
The "lonely" cloudlittle HI, UV, IR ...
GALEX NUV on Ico
DV 5 km/sMass 104 Msun
CIICI
CO
n=1000
n=630
n=300
n=100
Simulations avec CLOUDY -- N. Rodriguez-Fernandez
Alors que le milieu est entièrement H2, pas de CO pour n<600.
G0=1
Transition HI - H2 àAv ~ .001
n=100
CI
CO
H2
HI
Code de Meudon
n=1000
H2
HI
CI
CO
Code de Meudon
Métallicité
NH2/Ico
n=100
n=1000
G0 0.1, 1
KOSMA-Tau
Métallicité
rouge : n=100
Bleu : n=1000
Résultats préliminaires Sans déplétion sur les grains, les codes sont d'accord qu'à n=1000 qqsoit G0, le CO domine très profondément dans le nuage mais qu'à n=100 c'est le CI bien que le H soit moléculaire. Le seuil dans CLOUDY est à n=600.
Quelle fraction de la masse est à n<600 ?
L'évolution temporelle joue-t-elle un rôle important ?
*** CI/CO très élevé ***
CII/CO aussi
Observations nécessaires
CI -- APEX, HSO, ALMA
CII -- HSO
Structure des nuages -- ALMA, préparation en cours avec les observations IRAM de M33 et le disque externe de la Galaxie.
Intérêt à Bordeaux pour un instrument FIR/submm situé au Dôme C (spectro + continuum).