Le contenu en gaz ionisé des Nuages de Magellan ne se limite pas aux régions H II géantes et à un petit nombre de restes de supernovae. La détection en 1983 des "blobs" à haute excitation, les HEBs, dans ces galaxies voisines, a montré la présence d’une composante inconnue de gaz ionisé. Contrairement aux régions H II ordinaires des Nuages de Magellan, qui sont des structures s’étendant sur plusieurs minutes d’arc sur le ciel (> 50 pc) et qui sont animées par des dizaines d’étoiles chaudes, les HEBs sont des objets plus denses, avec un diamètre de seulement environ 4" à 10" (1 à 3 pc). De même, ils sont considérablement affectés par la poussière locale. L’étude porte sur un échantillon de 29 régions H II compactes qui ont à peu près la même taille physique. Les observations spectroscopiques obtenues à l’ESO permettent d’obtenir, entre autres, la luminosité en Hβ, L(Hβ), et l’excitation, représentée par le rapport [O III/Hβ], de ces objets. Lorsque l’on place les points sur un diagramme luminosité-excitation on voit une corrélation linéaire entre les données (Figure 1).

Ces ajustements linéaires ne sont pas surprenants. En fait les modèles de photoionisation des régions H II sphériques indiquent que le rapport [O III]/Hβ dépend de la température effective de l’étoile ou des étoiles excitatrices, du paramètre d’ionisation, et de la métallicité. Selon les modèles de Stasinska (1990) il existe une corrélation linéaire entre [O III]/Hβ et la luminosité Hβ des régions H II ayant la même dimension, la même densité de gaz, et le même nombre d’étoiles excitatrices, alors que la température effective des étoiles augmente. Ce comportement s’explique par le fait que lorsque la température augmente, produisant des rapports [O III]/Hβ plus élévés, la valeur du paramètre d’ionisation augmente elle aussi, ce qui crée une luminosité plus grande. Les modèles montrent également que les environnements déficients en métaux favorisent des rapports [O III]/Hβ plus grands, mais la dépendance en métallicité peut être masquée par le paramètre d’ionisation.

Deux groupes d’objets se manifestent dans les Nuages de Magellan. Ceux qui occupent la partie en haut à droite sont déjà connus sous le nom de HEB. Ce sont GNM N160A1, N11A, N159-5, N83B et PNM N88A, N81. Dans le cas du GNM, un HEB est un objet qui se trouve au-dessus de la corrélation linéaire, avec une luminosité de Log L(Hβ) 30.0 W ou Log L(Hβ) 3.4 L(sun). Cela signifie que le HEB doit en même temps avoir un rapport [O III]/Hβ supérieur à 4.0. Si l’on utilise l’ajustement le moins pointu, N105A-IR rejoindra elle aussi le groupe des LEBs. En ce qui concerne les HEBs "classiques" du PNM, N88A and N81, remplissent les critères définis ci-haut. Ils sont du même coup plus excités que les HEBs du GNM. Les autres objets qui ne remplissent pas ces critères de luminosité et d’excitation, sont appelés LEBs. Bien entendu, il existe un groupe intermédiaire entre ces deux cas extrèmes.

L’empilement des HEBs dans le diagramme du GNM n’est pas clairement expliqué. Pourquoi les HEBs du PNM ne se comportent-ils pas de la sorte ? Soulignons qu’il n’y a que deux HEBs dans le diagramme du PNM et que, même si un tel comportement existait, les données actuelles ne seraient pas en mesure de le montrer. Cependant l’empilement peut s’expliquer en tenant compte de la variation du paramètre d’ionisation d’un objet à l’autre. Plus explicitement, l’excitation peut augmenter avec la température des étoiles excitatrices alors que la luminosité ne suit pas, en raison d’une limitation de la quantité de matière qui constitue la région H II. Lorsque les régions ont plus ou moins la même quantité de gaz, l’augmentation du nombre de photons du continuum Lymann n’arrive pas à engendrer des régions plus lumineuses. Si cette explication est valable, il faudrait alors connaître les conditions physiques qui créent des étoiles de plus en plus chaudes, tandis que la quantité de gaz disponible autour d’elles reste inchangée.

Contact M. Heydari-Malayeri (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

The ionized content of the Magellanic Clouds is not limited to giant and supergiant H II regions or to a relatively small number of supernova remnants. Detection of high-excitation blobs (HEBs) showed the presence of an unknown H II component lying mainly adjacent to or toward the typical giant H II regions. In contrast to the ordinary H II regions of the Magellanic Clouds, which are extended structures spanning several arcminutes on the sky (> 50 pc) and are powered by a large number of hot stars, HEBs are very dense small regions usually 4" to 10" in diameter (1 to 3 pc) and affected by local dust. The study pertains to a sample of 29 H II regions which have the same physical size. The spectroscopic observations conducted at the European Southern Observatory (ESO) allow the astronomers to obtain, among other things, the luminosity in Hβ, L(Hβ), and the excitation, represented by the line ratio [O III/Hβ], for these objects. When the excitation is plotted against the luminosity, the data show a linear relationship. The linear fits are not surprising. In fact, current photoionization models of spherically symmetric H II regions suggest that the [O III]/Hβ ratio depends on the effective temperature of the star(s), the ionization parameter, and the gas metallicity. Models by Stasinska (1990) show a linear correlation between [O III]/Hβ and the Hβ luminosity for H II regions with the same size, the same gas density and the same number of exciting stars, but with increasing effective temperatures. The reason for this relationship is that as the temperature increases, producing higher [O III]/Hβ ratios, the ionization parameter increases as well, increasing the Hβ luminosity. The models also show that lower metallicity environments favor higher [O III]/Hβ ratios, but the metallicity dependence can be outweighed by the ionization parameter. Two groups of objects show up in both galaxies. Those populating the upper right parts of the plots are known to be HEBs. These are LMC N160A1, N11A, N159-5, N83B and SMC N88A, N81 They were called so because of their small size, compactness, and higher [O III]/Hβ ratio compared to common giant H II regions in the Magellanic Clouds. Here, in light of new observations, it is possible to provide a more precise definition taking all the data into account. In the LMC sample, an HEB is an object that stands above the linear fit in the [O III]/Hβ-Log L(Hβ) space and that has a luminosity of Log L(Hβ) 30.0 W or Log L(Hβ) 3.4 L(sun). This means that an LMC HEB should at the same time have an [O III]/Hβ ratio higher than 4.0. If we use the flatter fit, N105A-IR can also qualify as an HEB. As regards the SMC HEBs, the "classical" members, N88A and N81, fulfill the two criteria specified above. They have at the same time higher excitation compared to the LMC HEBs. Consequently, as a working hypothesis, we call LEBs all the other objects that do not meet the above requirements for excitation and luminosity. Of course one can also consider an intermediate group between the two extreme cases. The pile-up behavior of the HEBs in the LMC plot is not clearly understood at this stage. Why is such feature not seen for the SMC HEBs ? We note that only two HEBs are present in the SMC plot, implying that, even if this feature existed for the SMC objects, it cannot be shown by the present data. Tentative explanations could be given by taking possible variations in the ionization parameter into account. For example, ionization-boundedness in the HEBs, which are powered by hotter exciting sources or by more numerous sources with the same temperature. Since the HEBs have more or less the same size and, consequently, comparable amounts of matter, the larger Lyman continuum photon fluxes cannot correspondingly create more luminous H II regions. If this explanation is valid, we need to know the physical conditions that give rise to hotter stars or to a larger number of exciting stars, while the available quantity of gas around them remains unchanged. Contact M. Heydari-Malayeri (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013