Thèse de Brent Miszalski (direction Agnès Acker & Quentin Parker)

 Gradients chimiques dans la Galaxie

 
tracés par les nébuleuses planétaires du relevé MASH 

 

Les nébuleuses planétaires (NP) marquent le dernier stade de l’évolution d’étoiles de masse inférieure à 6-8 masses solaires, c’est-à-dire plus de 90% des étoiles de la Galaxie. Les NP sont des enveloppes éjectées par l’étoile dans sa phase de géante rouge, enveloppes devenant ionisées par l’étoile fossile, comprimée et très chaude. La masse éjectée durant la phase NP joue un rôle majeur dans l’écologie de la Galaxie et le recyclage de la matière : le milieu interstellaire est enrichi en éléments fabriqués par l’étoile elle-même (azote, carbone, oxygène, éléments importants dans la construction de la matière prébiotique).

Les observations  spectroscopiques deNP montrent des raies étroites et brillantes, permettant de voir les NP à de grandes distances dans dans diverses parties de la Voie Lactée, notre galaxie : le bulbe central, les disques mince et épais, le halo.  Des analyses chimiques rigoureuses du spectre à émission des NP permettent de mesurer l’abondance d’éléments chimiques des éléments présents dans le milieu interstellaire au moment de la formation de l’étoile progéniteur de la NP (O,Ne,S,Ar,Cl), et de ceux formés par les nucléosynthèses de l’étoile elle-même (N,He).

Ces diverses propriétés permettent d’utiliser les NP comme traceurs de variations chimiques tout au long de la Galaxie, et de placer de fortes contraintes cinématiques et chimiques sur les modèles de formation galactique.

 

Sydney è Une base de données remarquable : Macquarie/AAO/Strasbourg/Halpha Planetary Nebulae (MASH)

La découverte de milliers de nouvelles NP par l’équipe anglo-australienne de Quentin Parker (1998-2005) a conduit à la publication du Macquarie/AAO/Strasbourg/Halpha Planetary Nebulae Catalogue (MASH, Parker et al. 2006), accroissant considérablement le nombre de NP galactiques (pratiquement doublé par rapport aux NP découvertes depuis une centaine d’années). Le  catalogue est le produit d’une active collaboration conduite depuis 2001 entre Q. Parker (Macquarie University/AAO) et A.Acker (Strasbourg). Il est accessible via le CDS de Strasbourg, et a été enrichi grâce au travil de deux doctorants en co-tutelle ULP-Macquarie (Alan Peyaud, soutenance décembre 2005, et Brent Miszalski, Miszalski et al. 2007).  

Les NP MASH  couvrent entièrement la Voie Lactée australe, et sont typiquement plus faibles - et donc représentent mieux la population globale de NP, permettant une approche plus approfondie de la structure, la cinématique, et l’histoire chimique de la Galaxie.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


* MASH-II : 300 nouvelles NP - L’application de nouvelles techniques multi-longueur d’onde de découvertea permis à BM de découvrir300 nouvelles NP, à la fois de très petites NP d’apparence stellaire, et des NP très étendues de faible brillance de surface. Une description des techniques de découverte et des propriétés générales des objets est présentée dans Miszalski et al. 2007, ainsi que dans un poster présenté lors du colloque Asymmetrical PN IV tenu en juin 2007 à La Palma, Canary Islands, Espagne (Miszalski, Acker, Parker & Moffat, 2007).

* Follow-up spectroscopy -  BM a conduit la plupart des missions de confirmation spectrosmétrique de plus de 240 MASH-II NP.

 

Strasbourg è  Cinématique et chimie de la Galaxie

*  Observations et analyse de spectres - De nombreuses missions aux télescopes de la classe des  2-m en Australie et en Afrique : ANU 2.3m DBS, SAAO 1.9m, AAT 2dF/AAOmega ont permis à BM de déterminer une centaine de vitesses radiales des NP MASH-II, s’ajoutant aux environ 700 VR de MASH et SECGPN. De plus, l’analyse chimique de quelques dizaines de très bons spectres observés dans le disque galactique (~15) et dans le bulbe (~20) a été entreprise.  En juin 2007, les missions ESO au Chili (4 nuits, VLT – FLAMES, et 5 nuits NTT - EMMI) ont conduit à d’excellents spectres (~15) et images en  [OIII]/Halpha (~90) de NP (dont plusieurs MASH ) dans diverses régions galactiques, et plus particulièrement le Bulbe.

 
 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


 

 
* Variations d’abondance chimique le long du plan galactique, et à l’intérieur du Bulbe. La qualité de nos spectres (deux fois meilleure que ceux de la littérature) doit nous permettre de déterminer le gradient de ces variations – ce qui a été fait pour les étoiles mais pas pour les nébuleuses. C’est un travail difficile, mais passionnant, qui permettra de contraindre notre compréhension de l’histoire chimique de la Galaxie et de son Bulbe.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


* Cinématique des NP dans la Galaxie

Combinant les centaines de nouvelles vitesses radiales (dont celles de Peyaud, 2005) avec celles publiées dans la litérature, je pourrai analyser correctement (1) la courbe de rotation de la Galaxie, (2) la pente de la rotation de la barre centrale, et comparer mes resultats avec divers modèles. Les populations stellaires sont caractérisées par leurs propriétés chimiques et cinématiques : un intérêt particulier sera porté aux populations jeunes prédites dans diverses régions galactiques.

En participant au Symposium IAU 245 « Formation et Evolution de bulbes galactiques », j’ai pu bénéficier des derniers développements et questionnements sur le sujet.

 

* Etoiles centrales de NP (ECNP)

Etoiles “fossiles”, les ECNP sont très faibles et mal connues (on en connaît à peu près 300). Nous avons pu découvrir en une trentaine de nouvelles ECNP avec VLT/FLAMES. J’ai pu présenter leur spectre lors du colloque Hydrogen Deficient Stars à Tubingen, Germany (Miszalski, Acker & Parker, 2007). Une analyse de leur atmosphère avec un modèle NLTE est programmée (collaboration avec T. Rauch, Tubingen).

La morphologie complexe des NP pourrait être expliquée par des éjections de masse asymmétriques par des ECNP binaires. Mais on ne connaît qu’une quarantaine de ces binaires, et on n’a aucune idée de leur nombre total. J’ai tenté une première approche du problème en explorant des bases de données en ligne à la recherche d’indices de variabilité interprétable enterme de binarité (e.g. OGLE-II, Miszalski, Acker, Parker & Moffat, 2007).  Des travaux approfondis avec le relevé OGLE-III survey sont en cours.

 

 

 

 

 

 

 

 



Publications

dans des revues à comité de lecture :

·       Miszalski B., Parker Q.A., Kovacevic A., Acker A., Frew D.J. & Birkby J., 2007, MASH-II: More Planetary Nebulae from the AAO/UKST H-alpha Survey, MNRAS (soumis)

·       Cohen M., Parker Q.A., Green A.J., Murphy T., Miszalski B., Frew D.J., Meade M.R., Babler B., Indebetouw R., Whitney B.A., Watson C., Churchwell E.B. & Watson D.F., 2007, Spitzer IRAC observations of newly-discovered planetary nebulae from the Macquarie-AAO-Strasbourg H-alpha Planetary Nebula Project, ApJ (in press)

·       Miszalski B., Shortridge K., Saunders W., Parker Q.A. & Croom S.M., 2006, Multi-Object Spectroscopy Field Configuration by Simulated Annealing, MNRAS, 371, 1537

·       Parker Q.A., Acker A., Frew D.J., Hartley M., Peyaud A.E.J., Ochsenbein F., Phillips S., Russeil D., Beaulieu S.F., Cohen M., Koppen J., Miszalski B., Morgan D.H., Morris R.A.H., Pierce M.J. & Vaughan A.E., 2006, The Macquarie/AAO/Strasbourg Halpha Planetary Nebula Catalogue: MASH, MNRAS, 373, 79

Communications à des colloques internationaux et autres publications

·       Miszalski B., Acker A. & Parker Q.A., 2007, Central Stars of MASH Planetary Nebulae, Hydrogen Deficient Stars Conference Proceedings (in press)

·       Miszalski B., Acker A., Parker Q.A. & Moffat A.F.J., 2007, MASH-II and an OGLE-II Search for Binarity, APNIV Conference Proceedings (in press)

·       Birkby J., Parker Q., Miszalski B., Acker A. & Frew D., 2007, Examples of new evolved planetary nebulae from the SuperCOSMOS H-alpha survey, Anglo-Australian Observatory Newsletter, 111, 22

·       Miszalski B., Shortridge K., Saunders W., Parker Q. & Croom S., 2006, A new field configuration algorithm for AAOmega, Anglo-Australian Observatory Newsletter, 109, 24