Mesure de la métallicité biaisée par l’extinction

à la formation d’étoiles à moins que des radiations les révèlent sous forme de H i en les chauffant et en les évaporant. Quand un complexe gazeux géant s’effondre dans le disque d’une galaxie spirale ou dans une galaxie irrégulière, la matière noire froide baryonique s’effondrerait aussi. Ainsi, la partie centrale du complexe serait essentielle-ment sous forme de H i, tandis que la composante sombre dominerait dans les parties externes. Quand les étoiles massives commencent à se former et créent une région H ii géante, leurs radiations transformeraient la matière sombre en H i qui se mélangerait avec le milieu interstellaire neutre environnant. Ce dernier serait donc dilué, peut-être par un ordre de grandeur puisque la masse de matière noire baryonique est 10 fois plus grande que celle du gaz ordinaire dans les parties externes du disque des galaxies spi-rales. Cette dilution expliquerait pourquoi les régions H ii des galaxies spirales semblent être entourées par un complexe gazeux de plus faible métallicité. Le même phénomène arriverait dans les galaxies bleues compactes que l’on soupçonne contenir un grand réservoir de matière noire. Bien sur, ce processus ne peut pas se répéter indéfiniment puisqu’il n’existe qu’une quantité finie de matière noire baryonique. Ainsi, si une galaxie a formé des étoiles très longtemps, la plupart de cette matière devrait être transformée en gaz ordinaire, et les différences de composition chimique entre les phases ionisées et neutres tendraient à s’amenuiser. Cela pourrait expliquer pourquoi les régions H ii dans les Nuages de Magellan ont des compositions chimiques similaires. Un test possible de cette hypothèse consisterait à déterminer si le gaz neutre dans ces régions possède aussi les mêmes abondances. Cela est possible en utilisant les observation FUSE existantes de lignes de visée vers les étoiles des Nuages de Magellan (voir chapitre 7).

6.5 Mesure de la métallicité biaisée par l’extinction

Les mesures réalisées dans l’UV lointain sont dépendantes de l’extinction dans le sens où l’on ne détecte que les lignes de visée les moins obscurcies. L’extinction est en effet particulièrement efficace dans le domaine de FUSE (voir figure 6.2), et une ligne de visée possédant une extinction A_V = 2-3 suffit à être complètement éteinte.

Par analogie avec la relation rapport poussière/gaz − métallicité trouvée dans les galaxies naines (voir par exemple Lisenfeld & Ferrara 1998), faisons l’hypothèse qu’à l’intérieur même d’une galaxie, les lignes de visée dont l’extinction est la plus grande contiennent le plus de poussières et sont peut-être les plus métalliques. Des études détaillées des propriétés de l’extinction dans les Nuages de Magellan ont par exemple montré une relation claire entre le rapport poussière/gaz et l’abondance en métaux (résultats combinés de Koornneef 1982, Fitzpatrick 1986 et Bouchet et al. 1985). Ce point de vue est purement hypothétique, mais il est possible que le milieu interstellaire présentent des inhomogénéités de métallicité qui favoriseraient la formation de molé-cules et poussières aux endroits les plus métalliques. Ces inhomogénéités pourraient se trouver en particulier dans les galaxies bleues compactes qui sont des objets peu évo-lués : le mélange des éléments lourds peut ne pas y avoir été complet, et des pollutions locales pourraient exister qui seraient dues par exemple aux étoiles Wolf-Rayet ou aux métaux déposés par les supernovæ.

Les mesures de métallicité le long de lignes de visée dans différents domaines de longueurs d’onde pourraient ainsi être différentes. En effet, les lignes de visée les plus éteintes (c’est-à-dire les plus métalliques dans notre hypothèse) ne participent pas au spectre intégré. On ne mesure alors qu’une limite inférieure de la métallicité. Le

do-114 Discussion

Fig. 6.2 – Courbe d’extinction dans plusieurs environnements (figure extraite de Calzetti 2001). La courbe de la Voie Lactée est montrée pour R_V valant 3.1 (trait rouge plein), 5.0 (trait en tirets rouges) et 2.0 (trait en pointillés rouges). Les deux autres courbes sont celles de la région H ii géante 30 Dorade dans le Grand Nuage de Magellan (trait en tirets noirs), et de la barre du Petit Nuage de Magellan (trait plein noir). La courbe bleue est ici à titre de comparaison et représente la courbe d’obscuration dans les galaxies à flambée de formation d’étoiles. Le domaine de FUSE se trouve entre log λ(µm) ≈ −1.05 et −1, à l’extrême gauche du graphique, où l’extinction est la plus importante.

maine optique, et encore plus le domaine infrarouge, est moins sujet à l’extinction et la métallicité qu’on y mesure serait plus représentative. Une manière de tester cette hypothèse consiste à comparer les raies ioniques interdites de l’infrarouge moyen (ac-cessibles avec l’IRS à bord de Spitzer ) avec celles de l’optique et de comparer les déterminations respectives (voir chapitre 7). Ce biais dans la mesure d’abondances en utilisant des spectres en UV lointain de régions H ii extragalactiques pourrait expliquer une partie de la faible métallicité de leur gaz neutre.

Chapitre 7

Perspectives

gaz neutre des galaxies. Ce sont en particulier les régions H ii géantes dans les galaxies spirales, et les lignes de visée individuelles vers les étoiles des Nuages de Magellan. En parallèle, la nouvelle voie qui a été ouverte, consistant à observer les différentes phases gazeuses dans les galaxies afin de tracer l’évolution chimique des éléments lourds, doit se poursuivre. Ces observations impliquent des domaines différents de longueur d’onde (X, UV,

optique, infrarouge).

Sommaire

7.1 Perspectives sur la méthode . . . 116 7.2 Régions H ii géantes dans les galaxies spirales . . . 117 7.3 Lignes de visée individuelles vers les étoiles des Nuages de

Ma-gellan . . . 117 7.4 Analyse multi-longueurs d’onde du MIS . . . 117 7.5 Modélisation . . . 118

116 Perspectives