Résumé des résultats
Le but de cette thèse a été d’étudier en détail les conditions physiques et la structure du milieu inter-stellaire (MIS) dans des régions de formation d’étoiles dans le LMC et le SMC. Nous nous sommes intéressés à l’impact d’un fort champ de radiation sur le MIS à faible métallisé pour mieux compren-dre comment les processus physiques dans le MIS sont affectés par une réduction de l’abondance en métaux. Nous avons tout particulièrement étudié les régions de photodissociation (PDR), dans
stellaire, est attendu dans des environnements à faibles métallicité. Il ne serait alors pas détecté par
le traceur classique, CO, ainsi qu’anticipé par les études théoriques (par exemple,Röllig et al. 2006;
Wolfire et al. 2010;Glover & Mac Low 2011).
Notre échantillon d’étude comporte des régions du Herschel DGS (Madden et al. 2013), complété
par des régions du Herschel OT2 (Hony et al.). Le large domaine de longueurs d’ondes couvert par Herschel et Spitzer nous a permis de sonder une large diversité de phases du MIS, du gaz ionisé au gaz moléculaire, et ainsi de déterminer les propriété physiques du MIS dans des régions de formation d’étoiles du LMC et du SMC. J’ai décrit brièvement le modèle d’émission de la poussière présenté
parGalliano et al. (2011) qui m’a permis d’estimer spatialement en particulier LFIR et la masse de
poussière. J’ai ensuite présenté le modèle PDR de Meudon (Le Petit et al. 2006) utilisé pour
déter-miner les paramètre GUV, P et Amax
V dans les régions étudiées. Les dégénérescences entre différents
paramètres (GUV et P, la géométrie des nuages, leur profondeur et le facteur de couverture) ont été
examinées. Grâce à ce modèle, j’ai pu déterminer la structure du MIS dans la nébuleuse 30 Doradus dans le LMC, ainsi que sa répartition tridimensionnelle autour du super amas R136. J’ai également
pu montrer que ∼90% de la masse de H2 n’est pas tracée par CO avec l’hypothèse d’un facteur de
conversion égal à celui de la Voie Lactée. Une fois cette méthode établie pour 30 Doradus, je l’ai étendue à neuf autre régions de formation stellaire dans le LMC et le SMC, et j’ai montré que la fraction de gaz sombre en CO varie entre 16% et plus de 90%.
Perspectives
Une bonne résolution spatiale est importante pour déterminer la masse de gaz moléculaire. Cepen-dant, pour les galaxies lointaines à faible métallicité, la résolution et la sensibilité limitées des
instru-ments actuelles ne permettent pas d’appliquer la plupart des méthodes décrites au ChapitreV. Il est
donc crucial d’étudier en détail les galaxies proches pour être en mesure d’interpréter les observations non résolues de galaxies lointaines. Les observations ALMA en cours, à 0.2 pc, vont nous permettre
de mieux comprendre les variations du facteur XCO en fonction des conditions locales ainsi que de
contraindre la géométrie des modèles.
Par la suite, il sera intéressant de comparer notre échantillon de régions de formation d’étoiles du LMC avec des régions de formation d’étoiles de la Voie Lactée et d’autre galaxies à métallicité solaire du Groupe Local. Un des buts sera de calibrer les potentiels traceurs du gaz moléculaire, dans une large gamme d’environnements locaux, comme gabarits pour l’interprétation des galaxies lointaines. De nouveaux observatoires sont maintenant disponibles dans les domaines infrarouge (SOFIA) et submillimétrique (ALMA, NOEMA) et permettent des observations du gaz et de la poussière à des résolutions et des sensibilités accrues. Ils seront bientôt complémentés par le James Webb Space Telescope (JWST; 2018), le Square Kilometer Array (SKA ; ∼ 2020) et peut-être par un prochain télescope spatial infrarouge, SPICA (∼ 2027).
Introduction
The processes of galaxy formation and evolution from the primordial Universe to present days in-volve the environment, such as gravitational interactions and merger events, for example. Feedback processes from stars, in the form of ionizing radiation, stellar winds, supernovae, etc, are also thought to be responsible for the global properties of a galaxy. Hence, knowledge of the star formation his-tory is one of the keys towards understanding galaxy evolution. However, the exact mechanisms of star formation, in particular in primordial environments, and the physical processes controlling star formation efficiency and its evolution, remain largely uncertain.
The interstellar medium (ISM), as one of the main components of galaxies, plays a major role in this evolution. Due to the interplay and the cycling of matter between gas, dust and stars, the structure and properties of galaxies are continuously evolving. Detailed observations of the different phases of the ISM probe the current physical and chemical states of a galaxy.
The chemical state of low metallicity dwarf galaxies is such that their ISM properties have often been thought to resemble early universe conditions. Because of their low metal-abundance, they have notable differences compared to more metal-rich galaxies However, due to their small size and low luminosity they can be difficult to study outside of our local Universe.
In this study, we focus on a sample of star-forming regions of the Large Magellanic Cloud (LMC)
and the Small Magellanic Cloud (SMC), our closest neighbors. With moderate metallicity (0.5Z for
the LMC and 0.2Z for the SMC), these galaxies show very different ISM conditions from the Milky
Way. As such they are ideal laboratories to study in detail the impact of the environment on the star formation and, reciprocally, the stellar feedback on the metal-poor ISM. In active star-forming regions in particular, the presence of young stars irradiating their environment with hard and intense radiation fields, combined with the reduced dust abundance is expected to shape the structure of the ISM in a different way from metal-rich star-forming galaxies and affect our classical view of the multiphase ISM. I will describe some of the general properties of the ISM along with the specific characteristic
of dwarf galaxies in ChapterI.
The different phases in the ISM can be observationally traced through a variety of diagnostics. The ultraviolet (UV) and visible radiation emitted by stars are absorbed by dust and re-emitted in the infrared (IR) domain. Moreover, bright far-infrared (FIR) fine structure lines, revealing the gas cool-ing, were originally detected from the Kuiper Airborne Observatory (KAO) and the Infrared Space Observatory (ISO) in dwarf galaxies. Thus, studying the IR emission from the galaxies enables us to probe gas and dust in the different ionized, neutral and molecular phases and provides informa-tion on many physical processes at play in the ISM. With the recent observainforma-tions from Spitzer and Herschel, our understanding of the composition and physical processes in the ISM has considerably
evolved. In ChapterII, I will describe in particular the novelty of Herschel observations and present
and ALMA (Atacama Large Millimiter/sub-millimeter Array), now accessible to probe the ISM in IR and submillimeter wavelengths.
My work investigating the physical conditions and structure of the ISM is based on the combi-nation of Herschel and Spitzer spectroscopy and photometry data with PDR models, described in
Chapter III. In this chapter, I also present the dust and PAH modeling, used as tracers of the gas
heating. This is applied to the region of 30 Doradus in the LMC, as a first test-bed (Chapter IV)
to set up the methodology. This extremely active star-forming region represents an ideal target to study the interplay between the stellar radiation field and the surrounding ISM in detail. The phys-ical properties (incident radiation field, pressure) and structure (depth of the clouds, 3-dimensional repartition around the cluster) of the gas are determined. Based on this modeling, I estimate the total
molecular gas mass in this region and the fraction of "CO-dark" gas, the amount of H2not traced by
CO (ChapterV) The same method is extended to other star-forming regions of the LMC and SMC
in ChapterVI. These different environments present great contrast in term of star formation activity,
density, age and metallicity. The detailed study focusing on relatively small star-forming regions in the Magellanic Clouds is a first step toward a better understanding of star formation and physical processes in the ISM on more global scales.