Disques Externes leur intrt leurs problmes Jonathan Braine

Disques Externes : leur intérêt, leurs problèmes Jonathan Braine Nemesio Rodriguez-Fernandez Observatoire de Bordeaux braine@obs. u-bordeaux 1. fr rodriguez@obs. u-bordeaux 1. fr

La proportion de masse sous forme de gaz augmente en s'éloignant du centre. Ainsi, une fraction importante du gaz est dans le disque externe. Corbelli 2003 Vallejo et al 2002

Et avant z = 0? Prenons la Voie Lactée : pas de fusion majeure sur les derniers 8 Gyr environ d'après les études de la structure stellaire SFR moyen entre z=0 et z=1 >= 5 Msol/an ==> environ 5 x 1010 de gaz transformé en étoiles mais la moitié recyclée Ainsi, notre galaxie avait un rapport gaz / étoiles plusieurs fois plus élevé qu'aujourd'hui. Plus généralement la fraction de gaz Fgaz(z=1) >> Fgaz(z=0) et les disques stellaires étaient plus petits dans le passé. Les disques externes étaient encore plus importants !

Que contient le disque externe ? D'après les observations jusqu'à maintenant, Mgaz semble dominée par le gaz atomique mais nous savons qu'il y a du gaz moléculaire présent -- masse moléculaire ? ? conditions physiques ? Besoin de modélisation -- N. Rodriguez, (E. Gardan) d'observations de qualité -- NB, JB, EG + futur HSO/ALMA Caractéristiques principales des zones externes -- faible champ de rayonnement (faible densité ? ) -- métallicité subsolaire (comme à grand redshift) Zone non-échantillonnée dans l'espace des paramètres ==> vérification avec autant de codes que possible Codes : CLOUDY, Meudon, KOSMA-Tau

NGC 4414 Détection de gaz moléculaire dans le disque à 1. 5 R 25 (Braine & Herpin, Nature 2004) H 2 lié au HI, détection CO là où NHI > 4 e 20 cm-2 soutien transformation HI --> H 2 sans passage bras Thèse Erwan Gardan : Disques Externes et évolution galactique

GALEX NUV on Ico M 33 (E. Gardan) The most distant cloud Star formation region The "lonely" cloud little HI, UV, IR. . . DV 5 km/s Mass 104 Msun

Simulations avec CLOUDY -- N. Rodriguez-Fernandez G 0=1 CII CI n=1000 n=630 n=300 CO n=100 Transition HI - H 2 à Av ~. 001 Alors que le milieu est entièrement H 2, pas de CO pour n<600.

Code de Meudon n=100 H 2 HI CI CO

Code de Meudon n=1000 H 2 HI CI CO

n=100 NH 2 /Ico G 0 0. 1, 1 KOSMA-Tau n=1000 Métallicité

rouge : n=100 Bleu : n=1000 Métallicité

Résultats préliminaires Sans déplétion sur les grains, les codes sont d'accord qu'à n=1000 qqsoit G 0, le CO domine très profondément dans le nuage mais qu'à n=100 c'est le CI bien que le H soit moléculaire. Le seuil dans CLOUDY est à n=600. Quelle fraction de la masse est à n<600 ? L'évolution temporelle joue-t-elle un rôle important ? *** CI/CO très élevé *** CII/CO aussi

Observations nécessaires CI -- APEX, HSO, ALMA CII -- HSO Structure des nuages -- ALMA, préparation en cours avec les observations IRAM de M 33 et le disque externe de la Galaxie. Intérêt à Bordeaux pour un instrument FIR/submm situé au Dôme C (spectro + continuum).