La distribution de l'ISM dans la Voie lactée

Nous utilisons les cartes COBE/DIRBE (1,2, 2,2, 60, 100, 140 et 240 μm) et les spectres COBE/FIRAS (pour la plage de longueurs d'onde 100-1000 μm) pour contraindre un modèle de distribution spatiale de la poussière, des étoiles et du gaz dans la Voie lactée. En supposant des distributions exponentielles axisymétriques pour la poussière et les étoiles et en réalisant les calculs de transfert radiatif correspondants, nous reproduisons étroitement (étant donné la géométrie simple du modèle) les cartes FIR et NIR de la Voie lactée. Des distributions similaires pour l'hydrogène atomique et moléculaire dans le disque sont utilisées (avec un rayon de coupure interne pour l'hydrogène atomique) pour ajuster les données sur le gaz. Le taux de formation d'étoiles en fonction du rayon galactique est dérivé de l'émission FIR et est en bon accord avec les estimations existantes de divers traceurs de formation d'étoiles. La densité de surface du gaz est tracée par rapport à la densité du taux de formation d'étoiles et une loi de Schmidt galactique "intrinsèque" est dérivée avec un excellent accord avec la loi de Schmidt "externe" trouvée pour les galaxies spirales. Il est constaté que la Voie lactée consomme ~ et ~ de son gaz dans les régions extérieures et intérieures respectivement (pour une période de 0,1 Gyr) pour former des étoiles. L'excès de couleur induit par la poussière observé dans différentes directions et distances (jusqu'à ~6,5 kpc) avec des étoiles Céphéides bien étudiées est comparé aux prédictions du modèle montrant un bon accord. L'hypothèse simple de distributions exponentielles d'étoiles et de poussière dans la Galaxie se révèle assez instructive et adéquate pour modéliser tous les ensembles de données disponibles de 0,45 μm (bande B) à 1000 μm.