1	Les Galaxies Naines Bleues compactes (BCDs)
2	Les galaxies naines: enjeux Galaxies locales < 50 Mpc Régions HII brillantes entourées de gaz neutre Mode de formation d’étoiles: par flambées successives interrompues par de longues périodes de calme Objets peu évolués chimiquement, jeunes? un lien avec l’Univers lointain :
3	Propriétés globales M(B) ³ -17m (Ho = 75 km s-1 Mpc-1). Peu lumineuses . Petite tailles (d < 5kpc). Petites masses. Masses HI élevées (jusqu’à 3 10⁸M_o). N(HI)~10²¹ cm^-2 Taux de formation d’étoiles massives élevées au centre (0.1 - 1 M_o yr^-1). Age des processus de l’ordre de 10-100 Myr. Métallicité du gaz est faible (Z/50< Z_o<Z/3). Existence d’une population stellaire vieille .
4	Les abondances chimiques Nucléosynthese: origine des éléments He , O, N, C, Fe, S, Ar, Ne, Tester les “yields” stellaires: c. a.d. les % d’éléments lourds rejetés pour une étoile de masse donnée Tester l’évolution chimique des galaxies et en particulier l’histoire des éléments et l’enrichissement du MIS et du MIG (rapide/lent)
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6	Résultats régions HII a/O constant avec le contenu en éléments lourds (Izotov et al. 1999) è produits par les MS C/O : MS à faible Z + IMS contribution à grand Z N/O : nucléosynthèse OK, site de production? Observations : primaire et secondaire Primary : MS (Izotov et al . 1999), mélange rotationnel, contribution ISM? Dispersion : enrichissement en N différé par IMS ?
7	On peut aujourd’hui étudier ~toutes les phases gazeuses du MIS Comprendre les processus de dispersion et de mélange Estimer la contribution des vents stellaires et galactiques (données XMM, Chandra)
8	Projet actuel à l’IAP Processus d’enrichissements Kunth & Sargent (1986) : impossible de trouver des galaxies très pauvres en éléments lourds Observations HSTde IZw 18 (Kunth et al. 1994) Auto-enrichissement des régions HII region pardes SN ? Tenorio-Tagle (1996) FUSE: nouvelles perpectives Reconsidérer la composition chimique du gaz neu Principe :
9	Résultats préliminaires
10	Ce que cela suggère? N et O se comportent différemment production dans des sites différents? erreurs systématiques? à suivre
11	De la formation d’étoiles dans les galaxies proches aux galaxies primordiales HII regions devraient émettre une raie Lyman a très forte: L(Lyman a) / L(Hb) ~ 33 dans des galaxies “starburst”: EW ~ 100 Å (max: 250 Å ) IUE a indiqué des situations plus complexes: Intensité Lyman a bien au dessous de la valeur nominale (même avec rougissement). des non détections. absorptions
12	résultats GHRS : les effets cinématiques Lyman a détectée, avec un profil P Cygni alors: raie neutre raie métallique bleu-shifted 200-400 km/s. Kunth et al. (1998). Lyman a absorbée alors: gaz statique/région HII Corrélation avec métallicité disparait Pure émission .
13	Vision 2-D: observations STIS Observations avec STIS afin : D’analyser la structure spatiale de l’émission Zones étendues de diffusion dans IZw18
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16	Résultats STIS Pas de structure en vitesse sur le profil P-Cygni de la raie à des échelles de 1 kpc. Grandes quantités de HI qui s’écoule de la région HII à des vitesses de 200 - 400 km/s, tel un plan parallèlle en mouvement sur des kpcs. Présence d’émission étendues de faible intensité. Découplage entre émission Lyman a et continu UV .
17	Visibilité Lyman a : scénario évolutif Comment les photons Ly a émergent-ils d’une galaxie riche en gaz? Il semble que la formation d’étoiles produise d’immenses coquilles de gaz en expansion. L’interaction du flux ionisant avec la coquille en expansion explique la variété des profils Ly a observés. Evolution
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19	Phase initiale: absorption
20	Destruction des photons Lyman a
21	Phases jeunes: emission pure
22	Starburst évolué: couches HI en mouvement induisent des profils P Cygni
23	Effets combinés: P Cygni et/ou profiles en absorption
24	Redshift érroné
25	Multiples composantes
26	Ou vont les métaux?
27	Métaux: rejetés ou éjectés Legrand et al. (2002)
28	Le MIS est-il résistant?
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32	Implications pour les galaxies à grand z (z>2...) Nombre d’émetteurs Lyman reste faible Même propriétés que les galaxies locales: vents 200/400 km/sec. Quelques unes aves de grandes EWs... Lya en emission dans 50% galaxies
33	"Mêmes méchanismes donc les paramètres..." Mêmes méchanismes donc les paramètres dérivés sont sujets à caution: Intensités sous estimées et donc les SFRs.... Bcp de galaxies formant des étoiles massives sans Lyman a en émission seront jugées inactives. Cosmic SFR (taux de formation d’*) sous estimé. Résolution est un problème: Déterminations des redshifts faux de +- 1000-2000 km/s. MUSE
34	Exemple d’interprétation érronée!
35	HST-ACS images Lyman a :
36	Surveys à grand z Nouveau: Large Area Ly Alpha survey ( LALA) z~4.5 et 5.7 (Rhoads et al 2000)
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41	Low z and high z starbursts
42	Low z and high z starbursts