2.A Profils théoriques des raies d’absorption
Chapitre 3 Les galaxies bleues compactes
3.2 Etude de la galaxie bleue compacte IZw36 .1Description
IZw36 est une galaxie cataloguée en 1971 par Zwicky, qui la décrit comme "une galaxie bleue compacte ayant fusionné avec une galaxie irrégulière Sc" (Zwicky & Zwi-cky 1971). Papaderos et al. (1996) la classe comme étant de type "iE", c’est-à-dire contenant plusieurs sites de formation stellaire (à comparer au type "nE" pour lequel la formation a lieu uniquement dans le noyau de la galaxie). Dans IZw36, on observe deux sites de formation, révélés par la présence de deux sources radio à 5 GHz (Vial-lefond & Thuan 1983). Le fait qu’IZw36 forme des étoiles dans deux lieux différents a également pu être mis en évidence par l’observation de plateaux dans le diagramme B-R en fonction du rayon (Papaderos et al. 1996). La principale région de formation se trouve au centre de la galaxie, bien qu’un peu décalée (c’est là encore une caractéris-tique des types iE). Le taux de formation d’étoiles serait d’environ 2.5 × 10−2M¯/an (Schulte-Ladbeck et al. 2001). Deux modèles d’histoire de la formation d’étoiles sont en accord avec les observations : une flambée instantanée (d’une durée de 3 millions d’années) et une formation continue (7 millions d’années).
Les observations dans le proche infrarouge, corrigées de la contribution des pous-sières et du gaz ionisé, indiquent la présence d’une population de vieilles étoiles de type G et K (Schulte-Ladbeck et al. 2001). Sa luminosité vient pour parts égales des étoiles de la flambée actuelle et de la population ancienne. Cette dernière représente cependant la masse stellaire dominante. La masse totale de H i dans IZw36 est ∼ 4 × 107M¯. La masse calculée d’après le théorème du viriel est environ cinq fois plus grande (80% de la masse n’est pas sous forme de H i). Cette masse manquante pourrait être due à la présence de gaz moléculaire H2, à la vieille population stellaire ou à de la masse non baryonique.
3.2.2 Méthode spécifique
Le spectre de IZW36 est montré dans les figures 3.2, 3.3 et 3.4. Les multiples lignes de visée croisent certainement plusieurs nuages aux propriétés différentes. Nous
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Fig. 3.1 –Image HST/FOC de IZw36 à travers le filtre F342W. Champ de 11"×11". Source : Deharveng et al. (1994).
choisissons cependant de nous placer dans le cas simple d’une source uniforme derrière un nuage homogène. Les densités de colonne déduites des profils intégrés des raies d’absorption peuvent être considérées comme des valeurs globales sur ces nuages. Ce ne sont des valeurs moyennes car les différentes lignes de visée ne participent pas toutes de la même manière au spectre total, selon que l’étoile est plus ou moins brillante dans l’UV lointain. Il faut donc être conscient que les résultats sont trouvés à partir d’une hypothèse qui est celle d’une composante en absorption unique. C’est un premier pas nécessaire vers la détermination d’abondances utilisant des raies d’absorption de régions extragalactiques avec FUSE.
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La méthode utilisée consiste à répartir les espèces observées dans différents groupes. Chaque groupe est défini par un jeu de paramètres vturb, T et v et par les densités de colonne des espèces qu’il contient. Idéalement, un groupe décrit un unique nuage interstellaire, par ses conditions physiques et sa composition chimique. On choisit un groupe pour les espèces présentes principalement dans le gaz diffus neutre (c’est-à-dire H i, N i, O i, Si ii, P ii, Ar i et Fe ii), un groupe pour l’hydrogène moléculaire H2, un pour le gaz coronal tracé par O vi, et un dernier groupe pour les espèces de moindre importance, principalement des espèces dans des états d’ionisation élevés.
Dans le gaz diffus neutre, nous supposons que les espèces N i, O i, Si ii, P ii, Ar i et Fe ii représentent l’état d’ionisation dominant de leur élément. Toutefois, les états d’io-nisation supérieurs que nous ne détectons pas pourraient aussi être présents dans cette phase. Les corrections d’ionisation correspondantes sont généralement négligeables dans les systèmes où la densité de colonne d’absorbants est suffisamment grande (par exemple dans les Damped Lyman α systems (DLAs), Vladilo et al. 2001). Dans les spectres de DLAs obtenus en optique, ou dans les spectres UV et UV lointain des galaxies à flam-bée de formation d’étoiles, la densité de colonne de H i est toujours & 1020.3cm−2, au-dessus du seuil de 1019.5cm−2 nécessaire pour écranter les photons ayant des éner-gies de . 100 eV. Cependant, dans le cas ou de multiples composantes ayant chacune
N(H i) < 1019.5cm−2 contribuent au profil global (voir chapitre 5), les corrections d’io-nisation peuvent devenir importantes (au moins pour Si ii, N i et O i, Viegas 1995). Les corrections dues au fait que l’azote et l’argon existeraient sous forme ionisée de N ii er Ar ii ne devraient pas excéder respectivement 0.15 et 0.7 dex (Sofia & Jenkins 1998).
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Fig. 3.2 –Partie du spectre FUSE de IZw36. Observation avec la fente LWRS (programme Q224). On montre ici le spectre du canal LiF1A.
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Fig. 3.3 –Partie du spectre FUSE de IZw36. Observation avec la fente LWRS (programme Q224). On montre ici le spectre du canal LiF2A.
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Fig. 3.4 –Partie du spectre FUSE de IZw36. Observation avec la fente LWRS (programme Q224). On montre ici le spectre du canal SiC2A.
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3.2.3 Article publié AA/2004/4044
L’article qui suit concerne les résultats obtenus pour la galaxie bleue compacte IZw36. En utilisant la méthode de l’ajustement des profils des raies d’absorption, nous mesurons en particulier les densités de colonne de H i, N i, O i, Si ii, P ii, Ar i et Fe ii. En supposant que la structure d’ionisation du milieu neutre est telle que ces espèces s’iden-tifient totalement aux éléments respectifs, nous déduisons les abondances chimiques. Les abondances de N, Ar et Fe sont trouvées plus faibles dans le gaz neutre que dans le gaz ionisé. En particulier, la valeur limite supérieure sur l’abondance de l’argon − utilisant la densité de colonne de Ar i − est très faible. Au contraire, le silicium et l’oxygène sont similaires aux valeurs du gaz ionisé. Notons que les barres d’erreurs sur les abondances dans le gaz neutre de ces deux éléments sont particulièrement grandes. Nous expliquons la faible abondance de l’argon dans le gaz neutre par des effets d’ionisation. En effet, Ar i peut être facilement ionisé sous forme de Ar ii dans un milieu peu dense. En utilisant ainsi uniquement Ar i pour estimer l’abondance de l’argon, nous commettrions une erreur systématique.
L’abondance de l’oxygène est mal déterminée, à cause d’effets de saturation des raies de O i. Cependant, en utilisant le phosphore comme traceur (voir annexe C), nous trouvons que la détermination indirecte de l’abondance de l’oxygène est plus faible que la valeur du gaz ionisé.
Enfin, l’azote, qui ne devrait pas souffrir de corrections d’ionisation importantes (quoiqu’il en soit, inférieures à celles nécessaire pour l’argon), est également moins abondant dans le gaz neutre.
44 Les galaxies bleues compactes A&A 415, 55–61 (2004) DOI: 10.1051/0004-6361:20034592 c ESO 2004