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- 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 :
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- 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 108Mo). N(HI)~1021
cm-2
- Taux de formation d’étoiles massives élevées au centre (0.1 - 1 Mo
yr-1). Age des processus de l’ordre de 10-100 Myr.
- Métallicité du gaz est faible (Z/50< Zo<Z/3).
- Existence d’une population stellaire vieille .
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- 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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- 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 ?
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- Comprendre les processus de dispersion et de mélange
- Estimer la contribution des vents stellaires et galactiques (données
XMM, Chandra)
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- 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 :
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- N et O se comportent différemment
- production dans des sites
différents?
- erreurs systématiques?
- à suivre
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- HII regions devraient émettre une raie
Lyman a très forte:
L(Lyman a) / L(Hb) ~
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- 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
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- 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 .
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- Observations avec STIS afin :
- D’analyser la structure spatiale
de l’émission
- Zones étendues de diffusion dans
IZw18
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- 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 .
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- 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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- 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
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- 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
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- Nouveau: Large Area Ly Alpha survey ( LALA)
- z~4.5 et 5.7 (Rhoads et al
2000)
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