CFHT Information Bulletin, number 38, First Semester 1998



ARP 299: un super starburst en interaction!

Daniel Devost, Université Laval, Observatoire du Mont Mégantic et "Space Telescope Science Institute"; devost@stsci.edu

ARP 299 est le résultat de l'interaction des deux galaxies spirales IC 694 et NGC 3690. L'interaction s'est révélée fort intéressante en provoquant de multiples flambées de formation stellaire des plus spectaculaires (Figure 23). De ce fait, le système ARP 299 est un laboratoire idéal pour étudier le rôle des sursauts de formation d'étoiles dans l'évolution des galaxies. Dans un premier temps, je me suis concentré sur l'identification des différentes populations stellaires présentes dans le système.

Que connait-on de ARP 299?

Meurer et al. (1994) ont observé NGC 3690 dans l'UV avec le Télescope Spatial Hubble (TSH) et ont remarqué que celle-ci était peuplée d'amas compacts et brillants. Ces amas sont régulièrement vus dans les galaxies à sursauts de formation d'étoiles. Wynn-Williams et al. (1991) ont, de leur côté, observé ARP 299 dans l'IR et ont détecté quatre sources brillantes en K. L'une d'elles (la source A) est sans conteste identifiée comme étant le noyau de IC 694. Le noyau de NGC 3690 est cependant plus difficile à localiser. Selon l'analyse de Wynn-Williams et al., il y a deux candidats possibles (les sources IR B1 et B2) pour le noyau de NGC 3690. Ils associaient également une autre source IR, la source C (voir leur Figure 23), à soit un troisième noyau de galaxie soit une région jeune de formation d'étoiles.

Observations TCFH et autres

En février 1997, j'ai observé ARP 299 au TCFH en compagnie de R. Doyon (U. de Montréal) et G. Joncas (U. Laval). La Figure 24 montre les images IR du TCFH. Dans le cadre de mon PhD, fait sous la supervision de J.-R. Roy et C. Robert (U. Laval), je vais combiner ces données à celles obtenues à l'Observatoire du Mont Mégantic (OMM) en mars 1996 et à des données UV du TSH. Chaque domaine spectral est plus ou moins sensible à un type d'étoile, i.e. à une population d'étoiles d'âge précis.

Populations stellaires de ARP 299

La Figure 25 présente les courbes d'isointensité des images J (a) et K (b) superposées à l'image UV du TSH. On y distingue clairement une source très intense en K qui correspond à la source B1 de Wynn-Williams et al. Cette source n'a cependant pas de contrepartie UV. La source B2, détectée également en K est la plus brillante en J et peut très clairement être associée à une source UV. La source C (au nord de NGC 3690) est détectée sur les deux images J et K et montre une contrepartie UV.

La Figure 25 nous renseigne de façon indirecte sur les différences d'âge entre les régions de formation d'étoiles. Afin de quantifier rigoureusement ces différences d'âge, j'ai développé une technique se basant sur le diagramme deux couleurs (B-H) vs (H-K). La Figure 26(a) montre les tracés évolutifs des couleurs d'un amas d'étoiles contenant un million de masse solaire d'étoiles avec une fonction initiale de masse de Salpeter et ce, pour quatre valeurs de métallicités différentes. Ces courbes d'évolution ont été générées avec le code de synthèse de populations stellaires de Leitherer & Heckman (1995).

Puisque l'axe (B-H) est beaucoup plus sensible à la variation des populations stellaires que (H-K), on distingue sur le diagramme de couleurs, deux branches verticales. Une première branche, dite "jeune", se situe aux alentours de (H-K)~0.5 et varie de (B-H)=0.7 (t=0 pour toutes les métallicités) à (B-H)=0.0 (t~5-10 millions d'années selon la métallicité utilisée) à l'endroit où on observe une déviation vers le haut. La branche "vieille", qui se situe autour de (H-K)~0.1 et s'étend de (B-H)=0.0 à (B-H)=2.6, correspond à des populations stellaires plus âgées.

A la Figure 26(b), on peut voir tous les points des images B, H et K de l'OMM et du TCFH dont la magnitude absolue en B et en K est plus brillante que -10 et -14 respectivement. La correction d'extinction globale est E(B-V)=0.16 (Mazzarella & Boroson 1993), en bon accord avec la valeur de 0.21 dérivée par Meurer et al. (1994).

En supposant les différences d'extinction négligeables et en assignant à chaque point l'âge déterminé par la courbe d'évolution à une métallicité 1/4 solaire, on obtient la carte de la Figure 27. On y distingue clairement trois types de régions. Des régions dont l'âge est plus petit que 5 millions d'années, d'autres, d'âge intermédiaire, aux alentours de 8-15 millions d'années, et des régions plus vieilles dont l'âge serait plus grand que 15 millions d'années.

La dégénérescence âge-extinction

Les résultats de notre analyse sont sensibles aux différences d'extinction entre les diverses régions. Une analyse rapide des données de Mazzarella & Boroson sur l'extinction du système ARP 299 nous montre que la différence maximale par rapport à la valeur globale pour laquelle nous avons corrigé (E(B-V)=0.16) se traduit par une différence sur l'axe (B-H) de 0.6 (soit environ 0.06 sur l'axe (H-K)). Cependant, les données de Mazzarella & Boroson ne couvrent qu'une petite partie du système. Notre mission avec MOS/ARGUS, prévue pour février 1998, permettra de cartographier l'extinction sur toute la galaxie et ainsi éliminer une bonne partie de la dégénérescence âge-extinction.

Où est le noyau de NGC 3690?

Tout comme Wynn-Williams et al., j'ai identifié la source âgée A comme étant le noyau de IC 694. La source C est associée à une région jeune de formation d'étoiles dont l'âge est plus petit que 3 millions d'années. Cette région n'est donc pas le noyau d'une troisième galaxie.

L'effet produit dans le diagramme deux couleurs ne peut être un effet d'extinction car une valeur de E(B-V) différente de la valeur utilisée ne ferait que déplacer tous les points de la branche jeune selon la verticale. Ces points seraient quand même hors des régions du diagramme associées à des populations stellaires âgées.

La source B2 semble associée à une source d'âge intermédiaire. Selon l'analyse du diagramme deux couleurs, cette source ne peut être le noyau de NGC 3690. En plus, sa forte magnitude UV (image HST) l'associe plutôt à un amas d'étoiles compact (Meurer et al. 1995).

La nature de la source B1 reste ambigü. Elle est identifiée comme étant la région la plus vieille de NGC 3690 et serait de ce fait son noyau. Cependant, avec les données actuelles, on ne peut différencier entre une région jeune entourée de poussières subissant une extinction de plusieurs dizaines de magnitudes et une région contenant de vieilles étoiles. Tout de même, l'absence d'une autre branche jeune beaucoup plus rouge en B-H favorise l'hypothèse du noyau. Une conclusion ferme sur la nature de B1 sera obtenue de l'analyse avec des données MOS/ARGUS. À suivre!

Bibliographie

Leitherer, C. & Heckman, T.M. 1995, ApJS 96, 9

Mazzarella, J.M. & Boroson, T.A. 1993, ApJS 85, 27

Meurer, G.R., Heckman, T.M., Leitherer, C., Kinney, A., Robert, C. & Garnett, D. 1995, AJ 110, 2665

Wynn-Williams, C.G., Hodapp, K.W., Joseph, R.D., Eales, S.A., Becklin, E.E., McLean, I.S., Simons, D.A. & Wright, G.S. 1991, ApJ 377, 426





Editor: Dr. T. M. C. Abbott, tmca@cfht.hawaii.edu
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