Discussion des abondances

Les corrections d’ionisation sont négligeables. Les espèces Si ii, Ar i et Fe ii tracent également très bien H i dans le gaz neutre mais on peut s’attendre a priori à ce qu’une fraction de ces états d’ionisation soit présente dans la phase ionisée. En pratique, la densité de colonne de Fe ii est négligeable devant la valeur que nous avons mesurée avec

FUSE, ce qui signifie que Fe ii se trouve essentiellement dans la phase neutre. Seules

les espèces Si ii et P ii requièrent donc des corrections d’ionisation importantes (voir les valeurs dans le tableau 4.10). Aloisi et al. (2003) rejoignent ces conclusions dans leur étude sur la galaxie bleue compacte IZw18. Les auteurs ont en effet déterminé que les effets d’ionisation étaient négligeables pour N, O, Ar et Fe, la seule exception dans leur étude étant Si.

4.7 Discussion des abondances

Nous montrons dans la table 4.10 les abondances chimiques (utilisant les densités de colonne corrigées de l’ionisation, voir section précédente). Les valeurs sont normalisées par rapport aux abondances solaires (Asplund et al. 2005) : [X/H] = log (X/H) − log (X/H)_¯. La figure 4.16 en est une représentation graphique.

Les abondances des éléments du gaz neutre sont toutes cohérentes avec des erreurs similaires à celles de l’oxygène, et impliquent une métallicité entre ∼ 1/20 et ∼ 1/10 de la valeur solaire. Si cette cohérence est réelle (c’est-à-dire non due aux grandes incer-titudes sur la densité de colonne de H i), elle semble surprenante puisqu’on attendrait au moins pour Si et Fe qu’ils soient déplétés sur les grains. En effet, n’oublions pas que le milieu que l’on considère devrait pouvoir se comparer au milieu neutre diffus de la

2e+20 4e+20 6e+20 8e+20 1e+21

Depth (cm) 0.5 1 1.5 f(Xi)/f(HI) Ar I N I O I Si II Fe II P II

Fig. 4.15 – Fractions d’ionisation de chaque espèce relativement à H i. Depth représente la distance au centre de l’amas des étoiles ionisantes. Noter que les courbes de Si ii, P ii et Fe ii sont confondues. Cette figure montre à quel point les espèces sont couplées à H i, en fonction de la distance au centre de l’amas ionisant. On note que O i, N i, et dans une moindre mesure Ar i, sont particulièrement bien couplés avec H i dans le gaz neutre (distances plus grandes que le front d’ionisation R_s≈ 8.2 × 1020cm).

92 Approfondissement de la méthode : étude de la région H ii NGC604

Tab. 4.10 –Abondances de N, O, Si, P, Ar et Fe dans le gaz neutre. Les abondances dans le gaz ionisé sont de Esteban et al. (2002). Il n’existe pas de mesures connues de l’abondance de Si et P dans le gaz ionisé. IC donne la correction d’ionisation effectuée. Les valeurs log (X/H) utilisées sont celles déduites des ajustements simultanés du spectre LWRS de FUSE. Les erreurs sont données à 2σ.

Ion IC (dex) log (X/H) [X/H] [X/H]_HII

N N i −0.09 −5.70^+0.30_−0.30 −1.48^+0.31_−0.31 −0.32^+0.32_−0.32 O O i −0.08 −4.57+0.31 −0.31 −1.23+0.32 −0.32 +0.00+0.22 −0.22 Si Si ii −0.34 −5.57+0.31 −0.31 −1.08+0.35 −0.35 P P ii −0.15 −7.24^+0.31_−0.32 −0.60^+0.33_−0.32 Ar Ar i −0.05 −6.85+0.31 −0.31 −1.03+0.33 −0.33 +0.25+0.20 −0.20 Fe Fe ii −0.04 −5.91+0.30 −0.30 −1.36+0.31 −0.31 −1.02+0.22 −0.22 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 [X/H]

N/H O/H Ar/H Fe/H

Fig. 4.16 – Abondances de N, O, Ar et Fe dans les gaz neutre (cercles pleins, ajustements simultanés du spectre LWRS) et ionisé (cercles vides, valeurs tirées de Esteban et al. 2002), comparées aux valeurs solaires de Asplund et al. (2005).

Galaxie devant des étoiles comme ζ Ophiuchi ou µ Colombae. N, O, Ar, et P n’y sont pas ou peu déplétés (par des facteurs . 3), tandis que Si et Fe montrent des déplétions par des facteurs respectivement d’au moins ∼ 3 et 10 (Savage & Sembach 1996 ; Snow & Witt 1996 ; Howk et al. 1999).

D’autre part, les abondances dans le gaz ionisé sont aussi cohérentes avec l’abon-dance de l’oxygène dans cette phase, excepté le fer qui est environ 1/10 de la valeur solaire.

Ces tendances indiquent que l’azote, l’oxygène et l’argon sont plus faibles d’un facteur ∼ 10 dans la phase neutre par rapport à la phase ionisée. Ceci confirme les

4.7 Discussion des abondances 93 -1 -0.5 0 0.5 1 [X/Y]

N/O Ar/O P/O _Si/O P/Si Si/Ar O/Fe

Fig. 4.17 –Rapports d’abondances dans les gaz neutre (cercles pleins, ajustements simultanés du spectre LWRS) et ionisé (cercles vides, valeurs tirées de Esteban et al. 2002), comparées aux valeurs solaires de Asplund et al. (2005).

résultats similaires trouvés dans les galaxies bleues compactes. Le fer en revanche est le seul élément dans NGC604 à montrer une abondance similaire dans les deux phases. Ce comportement pourrait signaler que le fer est déplété sur les grains dans le gaz ionisé ; la poussière semble y être corrélée( voir section 4.2). Il est intéressant de remarquer que le fer semble également posséder un comportement singulier dans la galaxie bleue compacte IZw18 (étude de Aloisi et al. 2003) par rapport aux autres éléments (voir chapitre 3).

En considérant les rapports d’abondance entre les éléments dans le gaz neutre, on observe les tendances de la figure 4.17. Les α-éléments O, Si et Ar se comportent en proportions solaires. C’est ce qu’on attend, car ces éléments devraient être produits dans les mêmes étoiles massives. En outre, Ar/O est similaire à la mesure dans le gaz ionisé de la région H ii, tandis que Si/O est en accord avec les mesures dans le gaz ionisé de l’échantillon de galaxies bleues compactes étudié par Izotov & Thuan (1999). Ces résultats semblent montrer que le silicium n’est pas déplété dans la phase H i (du moins autant que l’oxygène), et que l’argon, dont on sait qu’il ne devrait pas être déplété sur les grains, ne souffre pas d’effets d’ionisation typiques d’un milieu neutre peu dense.

De la même manière, la cohérence du rapport N/O dans les deux phases gazeuses suggère que l’azote n’est pas non plus affecté par des effets d’ionisation importants. Tout ceci indiquerait que les corrections d’ionisation que nous avons apporté semblent suffisantes.

Le comportement du phosphore dans le gaz neutre est plus intriguant. P/O et P/Si sont au-dessus de la valeur solaire, ce qui est en désaccord avec les résultats de Lebouteiller et al. (2005) (voir annexe C). En effet, les auteurs trouvent que P ii/O i est égal au rapport P/O solaire le long des lignes de visée échantillonnant le gaz diffus de

94 Approfondissement de la méthode : étude de la région H ii NGC604

la Galaxie, ainsi que vers l’étoile Sk108 dans le Petit Nuage de Magellan. La différence observée dans NGC604 pourrait être due à l’ionisation, qui serait plus importante. Bien que l’ionisation ait été corrigée, les modèles de photoionisation pourraient se révéler incertains, à cause du peu d’informations fiables sur les données atomiques du phosphore. Une autre explication invoquerait la présence de composantes saturées non résolues qui deviennent particulièrement problématiques pour les fortes raies de l’oxygène. De telles composantes pourraient résulter en une sous-détermination de la densité de colonne de O i si on ne les prend pas en compte.

Enfin, le rapport O/Fe est très différent dans les deux phases gazeuses. Ce pourrait être la conséquence de la déplétion dans le gaz ionisé. Les SNe sont en effet capables de contracter le gaz et de favoriser la formation des poussières dans un environnement devenu plus dense. Notons aussi que le rapport O/Fe est sensible à une empreinte chimique différente dans ces phases gazeuses à cause d’une histoire de la formation d’étoiles (le fer contrairement à l’oxygène est relâché par des étoiles qui vivent plus longtemps). Enfin, là encore, on a peut-être l’indice que l’oxygène est mal déterminé, à nouveau dans le sens que la densité de colonne de O i aurait été sous-estimée, à cause de possibles effets de saturation.