Academic literature on the topic 'Poussière cosmique – Spectre'

Nous présentons une nouvelle approche pour déterminer, d'une façon plus précise, l'indice spectral et sa variation spatiale dans les restes de supernova (RSN). Sachant que les RSNs sont des sources de rayonnement non-thermique (rayonnement synchrotron), nous éliminons la contribution du rayonnement thermique à l'aide de la corrélation entre le continu radio à 1420 MHz (CGPS) et le continu infrarouge à 60 pm (IRAS). De plus, nous étudions la contribution de l'émission de la poussière associée au gaz neutre HI. Cette contribution permet, à l'aide d'une simple soustraction, d'isoler l'émission associée au gaz ionisé (HII) seulement. La méthode a été appliquée à l'étude de l'indice spectral de cinq RSNs, soit G78.2+2.1, VRO 42.05.01, CTA1, Boucle du Cygne et HB 3. Dans certains cas, les indices spectraux obtenus sont significativement plus élevés que les valeurs obtenues précédemment.

Les très petites particules de poussière carbonée dominent l'émission dans l'infrarouge (IR) moyen d'un grand nombre d'objets astrophysiques de notre galaxie, et celui des galaxies extérieures. Il est admis que les bandes observées dans ces spectres sont dues à l'émission d'hydrocarbures polycycliques aromatiques (PAH) ou de populations proches chimiquement des PAH. Cependant l'origine des variations de la forme de ces spectres suivant l'environnement considéré reste inexpliquée. Afin de progresser sur cette question, nous avons appliqué des algorithmes de séparation aveugle de sources aux données de spectro-imagerie de nébuleuses par réflexion obtenues avec le télescope spatial Spitzer de la NASA. Cette analyse nous a permis de mettre en évidence l'évolution physico-chimique des très petites particules de poussière : les macromolécules de type PAH sont produites par évaporation de très petits grains sous l'effet du champ ultraviolet et ensuites ionisées. Cette évolution, intimement liée aux conditions physiques du milieu, est à l'origine des variations spectrales observées dans ces nébuleuses. Ces résultats nous ont permis d'obtenir une base de spectres pour l'analyse de l'émission des très petites particules de poussière dans le cycle cosmique de la matière. Nous avons montré qu'il est possible d'expliquer la forme du spectre infrarouge moyen observé dans les nébuleuses planétaires et les disques protoplanétaires en la reliant aux conditions physiques qui règnent dans ces objets. L'étude de ces environnements circumstellaires nous a également permis de mettre en évidence de nouvelles populations de très petites particules. .
Very small carbonaceous dust particles dominate the mid-infrared emission of a large number of astrophysical objects of our and external galaxies. It is commonly admitted that the bands detected in the observed spectra are due to the emission of polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) or populations that are chemically similar to these PAHs. However, the origin of the variations of the shape of these spectra depending on the considered environment remains unexplained. In order to provide new insights into this issue, we have applied Blind Signal Separation methods to spectro-imagery data of reflection nebulae observed with NASA's Spitzer space telescope. This analysis allowed us to unveil the physical and chemical evolution of very small dust particles: free PAH-type macromolecules are formed from the evaporation of very small grains under the effect of ultra-violet radiation and then ionized. This evolution which is strongly connected to the local physical conditions is at the origin of the observed spectral variations in these nebulae. Based on the results we were able to construct a set of template spectra for the analysis of the emission of very small dust particles at different steps of the cosmic cycle of matter. We show that it is possible to explain the shape of the mid-infrared spectra of planetary nebulae and protoplanetary disks by linking it to the physical conditions prevailing in the objects. .

Les raies d'absorption de quasars sont des outils efficaces pour étudier le milieu interstellaire dans les galaxies. Dans ce travail, nous étudions un échantillon de soixante-six systèmes absorbants à z<1.5 sélectionnés pour la présence de raies d'absorption de CI intenses dans leurs spectres SDSS. Ils sont observés par les spectrographes X-shooter et UVES du VLT de l'ESO. Nous étudions en tout 17 systèmes observés par X-shooter. Nous déduisons la métallicité, la déplétion par la poussière, le taux d'extinction par la poussière et le taux d'absorption des raies de MgII, MgI, CaII et NaI décalées dans l'infrarouge proche. Nous détectons neuf raies d'absorption de CaII avec W(CaII λ3934)>0.23Å. Nous détectons dix raies d'absorption de NaI dans quatorze systèmes susceptibles d'en montrer. La largeur équivalente médiane de W(NaI λ5891)=0.68Å est plus grande que celles observées dans des nuages proches ayant des densités-colonnes de HI similaires ou dans des systèmes CaII à z<0.7 détectés par le SDSS. La présence systématique de raies d'absorption de NaI dans ces systèmes CI suggère fortement que le gaz environnant est neutre et froid, et donc peut faire partie du gaz moléculaire diffus dans le milieu interstellaire de galaxies à fort décalage vers le rouge. Les raies d'absorption de MgII s'étalent sur plus de 400km/s en Δv pour la moitié de l'échantillon; trois systèmes ont un Δv supérieur à 500 km/s. Tout ceci suggère qu'une fraction importante du gaz froid à fort décalage vers le rouge émane d'environnements perturbés. Nous détectons de l'hydrogène moléculaire dans tous les systèmes dans la limite de détection
Quasar absorption lines are a powerful tool to study the interstellar medium(ISM) in the galaxies. We study a sample of 66 z >1.5 absorbers selected based on the presence of strong CI absorption lines in SDSS spectra and observed with the ESO-VLT spectrograph X-shooter/UVES. I study 17 systems that are re-observed by X-shooter. I derive metallicities, depletion onto dust, extinction by dust and analyse the absorption from MgII, MgI, CaII and NaI that are redshifted into the near infrared wavelength range. I detect 9 CaII absorptions with W(CaII λ3934) > 0.23 Å out of 14 systems. I detect 10 NaI absorptions in the 11 systems where we could observe this absorption. The median equivalent width (W(NaI λ5891) = 0.68 Å) is larger than what is observed in local clouds with similar HI column densities but also in z<0.7 CaII systems detected in the SDSS. The systematic presence of NaI absorption in these CI systems strongly suggests that the gas is neutral and cold, maybe part of the diffuse molecular gas in the ISM of high-redshift galaxies. The MgII absorptions are spread over more than Δv ~ 400 km/s for half of the systems; three absorbers have Δv > 500 km/s. The kinematics is strongly perturbed for most of these systems which probably do not arise in quiet disks and must be close to regions with intense star formation activity. All this suggests that a large fraction of the cold gas at high redshift arises in disturbed environments. We detect molecular hydrogen in all the systems within the detection limit

Le but de cette thèse a été de mieux comprendre l'histoire cosmique de la formation des galaxies grâce au plus grand sondage cosmologique réalisé avec l’interféromètre ALMA. Cette observation a été réalisée dans une région du ciel, le champ GOODS-Sud, qui bénéficie des observations les plus profondes du télescope spatial Hubble, des observatoires infrarouges Spitzer et Herschel, ainsi que des données de l’observatoire X Chandra et l’interféromètre radio VLA. Ces observations à 1.1mm avec ALMA complètent donc ce panorama multi-longueurs d’onde, et font de cette région du ciel un laboratoire de premier plan pour l’étude de l’évolution des galaxies.L’observation avec ALMA nous permet d’observer cette région du ciel sans être affecté par la limite de confusion qui affectait les observations du satellite Herschel, et de chercher des galaxies plus éloignées. Pour la première fois, nous pouvons étudier la formation d’étoiles obscurcie par la poussière à z > 2 sur une surface assez grande pour réduire les différents biais d’observation.Une grande partie de cette thèse a été consacrée à l’exploitation scientifique de cette image cosmologique à 1.1 mm. Pour ce faire, nous avons analysé les données interférométriques, caractérisé précisément le sondage, défini des seuils de détectabilité et des indicateurs permettant de quantifier la crédibilité des détections, et effectué des simulations. Nous avons ensuite extrait et identifié les galaxies présentes sur l’image. Cette analyse montre que les relevés ALMA peuvent révéler de nouvelles galaxies qui ne sont pas détectées par les relevés les plus profonds effectués avec le télescope spatial Hubble. Ces galaxies “sombres” comptent parmi les galaxies les plus massives et les plus distantes de cette région du ciel. La découverte de ces nouvelles galaxies sombres, qui représentent de l’ordre de 10 à 20 % des détections ALMA, suggère que le nombre de galaxies massives formant des étoiles dans l’univers lointain pourrait être beaucoup plus important que prévu. Ces travaux ont également permis de déterminer les propriétés des galaxies détectées par ALMA, à travers la modélisation de leurs distributions d’énergie spectrale : le taux de formation d’étoiles, les masses de gaz et de poussières, la température des poussières, le temps nécessaire à une galaxie pour consommer son gaz, la relation entre la luminosité infrarouge et la luminosité radio, l’excès de la composante infrarouge dans le spectre d’une galaxie. L’analyse de ces résultats suggère que les galaxies massives à fort décalage vers le rouge épuisent leur gaz par la formation d'étoiles et conduit à penser que ces galaxies sont les ancêtres idéales des galaxies passives à z∼2
The aim of this thesis was to better understand the cosmic history of galaxy formation thanks to the largest cosmological survey with the large ALMA interferometer. This observation was preformed in a region of the sky, the GOODS-South field, which benefits from the deepest observations of the Hubble Space Telescope, the Spitzer and Herschel infrared space observatories, as well as data from the Chandra X-ray telescope and the VLA Radio Interferometer. These observations at 1.1mm with ALMA therefore complete this multi-wavelength panorama, and make this region of the sky a leading laboratory for the study of the evolution of galaxies. The observation with ALMA allows us to observe this region of the sky without being affected by the confusion limit that affected Herschel, and to search for more distant galaxies. For the first time, we can study dust-obscured star formation at z > 2 over a large enough area to reduce different observational biases.A large part of this thesis was devoted to the scientific exploitation of this 1.1mm cosmological image. This was done by analysing the image from the interferometric data, precisely characterising the survey, defining detectability thresholds and indicators that can quantify the credibility of detections, and carrying out simulations on these images. We then extracted and identified the galaxies present in the image.This analysis shows that ALMA surveys can reveal new galaxies that are not detected by the deepest surveys conducted with the Hubble Space Telescope. These ``dark" galaxies are among the most massive and distant galaxies in this region of the sky. The discovery of these new dark galaxies, which represent of the order of 10 - 20% of the ALMA detections, suggests that the number of massive star-forming galaxies in the distant universe may be much larger than previously expected. This work has also made it possible to determine properties of the galaxies detected by ALMA, through the modelling of their spectral energy distributions: the star formation rate, the masses of gas and dust, the dust temperature, the time required for a galaxy to consume its gas, the relationship between the infrared luminosity and the radio luminosity, and the excess of the infrared component in the spectrum of a galaxy. Analysis of these findings suggests that massive galaxies at high redshift consume their gas slowly to form stars and indicate that these galaxies are the ideal progenitors of passive galaxies at z∼2

In my PHD work I explored the links between the physical properties of interstellar dust and other components of nearby spiral galaxies especially their stellar content. I worked on 46 disk galaxies from KINGFISH with IRAC/MIPS/PACS/SPIRE maps (3.6 - 500 microns). A bias is usually introduced in estimating disk orientations by using only a single surface brightness isophote. Thus I devised different surface brightness levels separated by constant steps in surface brightness and extracted isophotes at these levels in all FIR maps as well as in all IRAC 4.5 microns maps. To further assess the coherence of the shapes of isophotes across galactic disks, I built a quantitative indicator of the difference in shape between two ellipses with same center and same semi-major axis.I defined an acceptable level of difference between isophote shapes, by comparing disk orientations found in litterature. Using this level, I found regions inside the galactic disks where the isophotal shapes are similar. From these, I extracted one disk orientation per wavelength band. I found in the vast majority of the disk galaxy maps, be it dominated by stellar or dust emission, that a large fraction of the isophotes I extracted are coherent with the idea of an underlying disk. Comparing, for each galaxy, disk orientations extracted at all wavelengths, I found evidence in 20 galaxies out of 46, that on radial ranges as large as 1/3 of the visible disk (as measured by R25), the shapes of isophotes are morphologically similar. Thus for these 20 galaxies I devised consistent disk orientations both for the stellar and dust content. These 20 galaxies are less luminous, less emitting in the IR w.r.t. the optical, less barred, and characterized by later stage types than average. I also found that the disk orientations devised by my photometric method yield results more similar to H-alpha kinematic orientations than other photometric studies based on a single isophote level.Using the orientations I found and H-alpha dynamics disk orientations, I averaged azimuthally surface brightnesses to produce radial spectral energy distributions (SED) profiles. Once fitted with a cosmic dust emission model, they resulted in radial profiles of dust and stellar content properties. I found the dust intercepted power to be proportionnal to the product of the total dust mass and the average ISRF shining on dust. This former quantity is better correlated with the bolometric stellar luminosity than any of the dust mass or the dust heating ISRF separately. Thus the old stellar populations may be an important heating source for dust. The power intercepted by dust is also very well correlated with the total infrared power. The dust intercepts a larger quantity of power coming from stars in more actively star forming galaxies.Dust exhibit radial mass surface density profiles less well described by Sersic functions than stellar ones. When both profiles are well fitted by Sersic functions, stellar density profiles have smaller half mass radii than the isophotal optical radius (R25) separately in later type galaxies, but also in more quiescent galaxies. Sersic index and half mass radius distributions have larger widths for dust than for stellar surface density profiles.I also found that the ratio of dust over stellar surface density is an important factor to explain the variations with galactic morphological type of the ratio of dust intercepted power over the power emitted by old stellar populations. This later link could be intertwined with spiral structure strength in stage types later than 2.