Spectres de galaxies

Pour générer des spectres de galaxies de type starburst de luminosité variant de 10⁸ à 10¹³L_$\odot$, dans le domaine spectral de longueurs d'ondes 1 $\mu$m - 1mm, nous utilisons le modèle de [Maffei(1994)].

Figure 5.2: Spectres de galaxies starburst de luminosités respectives (de bas en haut) 10⁹, 10¹⁰, 10¹¹, 10¹² et 10¹³L_$\odot$.

Figure 5.3: Comparaison du modèle avec quelques données, avec en abscisses les longueurs d'ondes en micron et en ordonnée l'intensité en W / Hz. Les points à 12, 25, 60 et 100  $\mu$m sont mesurés par IRAS (triangles de gauche), et le point à 350 $\mu$m au CSO par [Benford et al.(1999)] (triangle de droite).

Avec les observations d'ISO, de nombreux spectres de galaxies starburst ont montré que si le modèle était globalement correct, certaines parties ne l'étaient pas. La bande d'absorption des silicates vers 10 $\mu$m qui se creuse avec la luminosité comme observé dans Arp220. Nous avons donc ajouté une correction ad hoc pour tenir compte des récentes observations [Rigopoulou et al.(1999)]. La largeur du pic dans l'infrarouge lointain était mal reproduite, nous avons donc corrigé en utilisant les données de plusieurs galaxies observées au CSO avec SHARC à 350 $\mu$m [Benford et al.(1999)].

La figure 5.2 montre une famille de spectres de galaxies starburst de luminosités 10⁹, 10¹⁰, 10¹¹, 10¹² et 10¹³L_$\odot$ produite par notre modèle, respectivement de bas en haut. La figure 5.3 compare le modèle avec quelques galaxies, avec des mesures à 12, 25, 60 et 100  $\mu$m (IRAS) et 350 $\mu$m [Benford et al.(1999), au CSO].

Parmi les améliorations à apporter à ce modèle de SED, citons les récents raffinements de [Devriendt et al.(1999)], en particulier la connexion avec le domaine optique, et la possibilité d'ajout d'une composante AGN aux spectres starburst, malgré leur faible contribution [Genzel et al.(1998),Lutz et al.(1998),Rigopoulou et al.(1999)]. Enfin, nous n'avons pas prévu de raffiner les spectres dans l'infrarouge moyen puisque les raies de PAH convoluées par les filtres à grande bande passante (utilisés avec CAM, MIPS ou IRAC) donnent un résultat identique ùn spectre réel.