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Propriétés physiques des étoiles
Une étoile est une boule de plasma, au centre de laquelle se produisent des ré-actions de fusion nucléaire. Ces réactions sont rendues possibles par la forte tempé-rature (de plusieurs dizaines de millions à plusieurs milliards de degrés) et la haute pression (plusieurs millions d’atmosphères) qui y règnent. Les étoiles sont consti-tuées d’environ 70% d’hydrogène et 30% d’hélium, ainsi que de petites quantités de métaux1. Les réactions nucléaires qui se produisent en leur coeur ont pour finalité la fusion de l’hydrogène en hélium, mais elles font aussi intervenir des produits inter-médiaires comme le deutérium, le béryllium, ou même le carbone, l’azote et l’oxygène pour les étoiles les plus chaudes.
La première propriété physique d’une étoile est sa masse, c’est-à-dire la quantité de gaz qu’elle a accrété au moment de sa formation. C’est la masse d’une étoile qui dé-termine l’ensemble de ses propriétés physiques par un ensemble de relations faisant appel à des notions physiques relativement simples :
– La température et la pression du coeur de l’étoile sont dues à la pression gravi-tationnelle excercée par les couches externes, donc à la masse de l’étoile.
– De ces deux paramètres découle directement la quantité d’énergie produite par fusion nucléaire, donc la luminosité de l’étoile car l’essentiel de cette énergie est évacuée sous forme de lumière (une petite partie s’échappe sous forme de neutrinos). En moyenne la relation entre la luminosité L et la masse M d’une étoile s’écrit2 : L∝M3 (2.1)
– Le rayon de l’étoile est déterminé par l’équilibre entre les forces de pression gravitationelle centripètes et les forces de pression radiative centrifuges. Ces dernières sont produites par la propagation de l’énergie produite au centre vers les couches extérieures. En moyenne la relation entre le rayon R et la masse M d’un étoile s’écrit : √ R ∝ M(2.2)
Les géantes rouges
Dans une galaxie normale, constituée d’étoiles d’âges divers, environ 80% des étoiles appartiennent à la séquence principale. Cette observation n’est que la consé-quence statistique du fait que chaque étoile passe environ 80% de sa vie dans la séquence principale.
Lorsque tout l’hydrogène disponible au coeur de l’étoile a été transformé en hélium, celle-ci entre dans une nouvelle phase où les relations décrites dans la section 2.1.1 ne s’appliquent plus (à l’exception de la loi universelle du corps noir). Durant cette nouvelle phase, le coeur d’hélium se contracte en libérant une grande quantité d’éner-gie gravitationnelle et de nouvelles réactions de fusion de l’hydrogène s’amorcent sur les couches périphériques.
Cet apport en énergie a pour conséquence une dilatation des couches externes. L’étoile devient une géante et, en conséquence, sa luminosité augmente et sa tem-pérature de surface diminue, d’où sa couleur rouge. Les géantes rouges sont donc situées dans le coin supérieur droit du diagramme HR (voir la figure 2.2). Notons que les géantes rouges se subdivisent en plusieurs catégories en fonction des réactions nucléaires qui se produisent en leur coeur et de leur position sur le diagramme HR. Une géante rouge au coeur de laquelle l’hélium est transformé en carbone appartient à la “branche horizontale”. Puis, si l’étoile est suffisamment massive, la fusion des éléments plus lourds que l’hélium s’amorce successivement. Elle passe alors dans la “branche asymptotique des géantes”.
Les étoiles de la “branche asymptotique des géantes” posent actuellement certains problèmes pour leur modélisation. Cela peut s’avérer crucial pour l’étude de certaines galaxies d’âge intermédiaire dont la lumière est dominée par ces géantes rouges très lumineuses (Charlot et al., 1996; Yi, 2003; Maraston, 2005).
Les cadavres stellaires
Lorsque les conditions de température et de pression au coeur d’un étoile ne sont plus suffisantes pour amorcer la fusion des éléments lourds qu’il contient, cette étoile meurt. Libéré de la pression de radiation, le coeur se contracte sous la seule in-fluence de la gravité tandis que les couches extérieures sont éjectées. Selon la masse de l’étoile, cette phase peut être plus ou moins violente et aller de la simple libéra-tion des couches externes sous forme de nébuleuse planétaire à une explosion en supernova (voir la figure 2.3).
Images réalisées lors d’un stage à l’Observatoire de Haute-Provence.
(a) Nébuleuse planétaire produite par l’éjection lente des couches externes de la géante rouge.
(b) Résidus de l’explosion d’une étoile en supernova.
Toujours selon la masse de l’étoile, le cadavre de l’étoile résultant de la contraction de son coeur peut prendre plusieurs formes. Pour les étoiles de masse inférieure ou égale à celle du Soleil, la contraction est stoppée par la répulsion électromagnétique entre les protons et les électrons. Le cadavre de l’étoile prend la forme d’un objet très compact (d’une taille équivalente à celle de la Terre) appelé “naine blanche”. Les naines blanches occupent le coin inférieur gauche du diagramme HR à cause de leur faible luminosité due à leur petite taille, combinée à une forte température de surface provenant de la grande quantité d’énergie gravitationnelle libérée lors de la contraction.
Pour les étoiles les plus massives, protons et électrons fusionnent sous forme de neutrons. Le cadavre stellaire associé, de quelques kilomètres de diamètre, est une “étoile à neutron” ou un “pulsar” lorsqu’il possède une importante vitesse de rotation.
De par leur faible luminosité, les cadavres stellaires présentent peu d’intérêt pour l’étude des galaxies. Au contraire, les processus de “nébuleuses planétaires” ou de “supernovae” jouent un rôle très important dans l’évolution du milieu interstellaire en contribuant à son enrichissement en métaux, comme nous le verrons plus loin.
Les galaxies
Les galaxies, objets d’étude de cette thèse, sont des objets autogravitants dont la masse varie de plusieurs centaines de milliers à plusieurs milliards de fois la masse du Soleil. Un objet autogravitant est un objet non solide dont l’équilibre est assuré par l’opposition entre son propre poids, qui le pousse à s’effondrer, et le mouvement de rotation de ses éléments. Le système solaire, les galaxies et les amas de galaxies sont des exemples d’objets autogravitants, au contraire des étoiles ou des planètes dont l’équilibre est assuré par l’opposition entre la force de gravité et la force électro-magnétique.
Les galaxies sont avant tout composées d’étoiles, ces dernières produisant l’essen-tiel de la lumière. Mais, dans certains cas, une part non négligeable de la masse des galaxies se trouve dans une autre composante : le gaz interstellaire. Comme nous al-lons le voir dans cette section, la quantité et le type de gaz interstellaire présent varient beaucoup d’un type de galaxie à un autre. Signalons aussi les poussières interstel-laires, dont la masse est négligeable, mais qui peuvent jouer un rôle très important dans les propriétés de la lumière émise par une galaxie.
Notons enfin l’existence d’objets ou de particules pas ou peu lumineux (planètes, trous noirs, neutrinos, etc…) dont la masse peut parfois contribuer de manière signi-ficative à la masse totale de la galaxie.
Le gaz interstellaire
Tout comme les étoiles, qui se forment à partir de celui-ci, le gaz interstellaire est composé d’environ 70% d’hydrogène, 30% d’hélium, et de petites quantités de métaux.
La métallicité
Cette composition est commune à toutes les galaxies de l’Univers car elle a été fixée une bonne fois pour toute au moment du Big-Bang (voir la section 3.3.1), lorsque l’Univers était assez dense pour être le siège de réactions de fusion nucléaire. Notons que l’hélium fabriqué au coeur des étoiles reste pour l’essentiel piégé dans les ca-davres stellaires et ne modifie donc pas sensiblement la composition du milieu inter-stellaire. De même, une grande partie des métaux synthétisés durant la phase géante rouge restent piégés eux aussi. Mais, contrairement à l’hélium, la faible quantité de métaux éjectés en nébuleuse planétaire ou après une supernova est loin d’être négli-geable devant la faible quantité de métaux déjà présents dans le milieu interstellaire (on parle de métallicité). Les étoiles ont donc une grande influence sur la métallicité du gaz interstellaire, mais aussi par extension sur celle des futures générations d’étoiles qui se formeront à partir de ce gaz.
Les différents états du gaz interstellaire
Le gaz interstellaire est présent dans les galaxies sous différents états physiques qui dépendent de trois paramètres : la température, la densité et l’environnement stellaire.
Le gaz moléculaire Ce type de gaz est présent dans les galaxies sous forme de nuages, les “nuages moléculaires”. Ces nuages sont des systèmes autogravitants ca-ractérisés par une faible température (une dizaine de degrés) et une densité (quelques milliers à quelques millions de particules par centimètre cube) suffisante pour per-mettre la formation de molécules. Ils sont majoritairement composés de dihydrogène (invisible), mais aussi d’hélium (à l’état atomique6) et de molécules formées à partir d’éléments plus lourds comme le monoxyde de carbone ou le cyanure par exemple.
Les nuages moléculaires se forment par effondrement d’une certaine quantité de gaz neutre (voir ci-dessous), sous l’effet d’une onde de densité comme l’explosion d’une supernova à proximité. Ils atteignent l’équilibre lorsque les forces d’inertie, dues au mouvement des particules qu’ils contiennent, deviennent suffisantes pour contreca-rer la gravité. Ils ne peuvent subsister que dans un environnement composé unique-ment d’étoiles froides car le rayonnement ultraviolet des étoiles chaudes détruit les molécules.
Les nuages moléculaires sont le siège de la formation stellaire, ce qui est une conséquence de leur forte densité. En effet cette dernière favorise l’effondrement du gaz sous forme d’étoiles au gré des instabilités gravitationnelles. De plus, dans les ga-laxies où il est présent, le gaz moléculaire représente une fraction parfois majoritaire de la masse totale de gaz interstellaire. Ces deux observations font du gaz moléculaire une composante importante de l’évolution des galaxies.
Le gaz neutre La majorité de l’hydrogène dans l’Univers est disponible sous forme de gaz neutre, c’est-à-dire du gaz à l’état atomique aussi appelé “gaz HI”. Le gaz neutre est présent aussi bien dans l’environnement intra- qu’intergalactique, où il se distribue uniformément avec des températures de quelques milliers de degrés et des densités de l’ordre du dizième d’atome par centimètre cube. Il se regroupe parfois sous la forme de nuages froids (une centaine de degrés) et légèrement plus denses (une dizaine d’atomes par centimètre cube). Tout comme le dihydrogène, l’hydrogène neutre est invisible à l’exception d’un faible rayonnement à 21cm de longueur d’onde (domaine radio) dû à une transition hyperfine7.
Ce rayonnement est le plus souvent exploité pour connaître la masse de gaz pré-sent dans une galaxie, ou encore la rotation de cette dernière grâce à l’effet Doppler8. Mis à part ces deux cas, qui ne seront pas abordés dans cette thèse faute d’observa-tion dans le domaine radio, le gaz neutre ne présente que peu d’intérêt pour l’étude de l’évolution des galaxies. Notons tout de même que le gaz neutre absorbe tout le rayonnement ultraviolet à des longueurs d’onde plus courtes que 91 nm, ce dernier le transformant en gaz ionisé (voir ci-dessous) s’il est suffisamment intense.
Le gaz ionisé Il est l’élément de base des différents travaux qui seront présentés dans cette thèse. Le gaz ionisé, aussi appelé “gaz HII” est constitué d’ions (des atomes ayant perdu un ou plusieurs électrons) et d’électrons libres. Il est caractérisé par une forte température (de plusieurs dizaines de milliers à plusieurs dizaines de millions de degrés) et de très faibles densités (de moins d’une à quelques particules par centimètre cube). On trouve du gaz ionisé dans le milieu interstellaire, mais les régions de gaz HII les plus extrêmes (très forte température et très faible densité) se situent dans le milieu intergalactique des amas et superamas de galaxies.
Les régions HII interstellaires, qui sont celles qui nous intéressent dans cette thèse, se forment à proximité des étoiles jeunes et chaudes dont le rayonnement a trois ef-fets : il dissocie le gaz moléculaire et ionise le gaz neutre, il réchauffe le gaz, et fi-nalement le disperse, ce qui rend difficile la recombinaison des ions et des électrons. Comme nous le verrons plus loin dans la section 3.2.2, la présence de rayonnement io-nisant, la haute température et la faible densité des régions HII sont les trois éléments clés grâce auxquels ces régions émettent de grandes quantités de rayonnements qui les rendent facilement détectables.
Le gaz ionisé est principalement constitué de noyaux d’hydrogène mais aussi, en fonction de l’intensité de la source ionisante, d’hélium ionisé voir d’ions lourds. Dans le cas des éléments lourds, on peut observer plusieurs états d’ionisation en fonction du nombre d’électrons perdus, comme par exemple l’oxygène ionisé une fois (OII) ou l’oxygène ionisé deux fois (OIII).
Les régions HII sont intimement liées aux nuages moléculaires. En effet, les étoiles se forment au sein des nuages moléculaires et ce sont les étoiles jeunes qui génèrent les régions HII (rappelons que les étoiles chaudes susceptibles d’ioniser le gaz ont une durée de vie très courte). La formation d’étoiles au sein des nuages moléculaires est donc un frein naturel au développement de ces premiers. Les régions HII se forment par dissociation et ionisation du gaz moléculaire. Elles forment d’abord des sphères autour des étoiles chaudes puis, à mesure que le nombre d’étoiles augmente, ces sphères fusionnent jusqu’à la disparition totale du gaz moléculaire qui met fin au processus de formation stellaire.
Le phénomène d’amortissement rétroactif de la formation d’étoiles, par la transfor-mation du gaz moléculaire en gaz ionisé, explique le fait que les étoiles jeunes soient regroupées en amas baignés dans de vastes régions HII où ont disparu toutes traces de formation stellaire. Mais ce phénomène est surtout d’une grande importance pour comprendre l’évolution des galaxies car il explique, comme nous le verrons plus loin, que le taux de formation d’étoiles dans les galaxies décroît toujours avec le temps (sauf en cas d’événement particulier comme la collision de deux galaxies), et ce d’au-tant plus vite que cette formation est intense à un moment donné.
Les poussières
Dans certaines conditions de basse température et de densité suffisante, les élé-ments lourds présents dans le gaz interstellaire peuvent se condenser à l’état solide. Il se forme alors des petits grains, au maximum de quelques microns de diamètre, qu’on appelle les poussières interstellaires. Les poussières sont formées dans l’atmosphère des géantes rouges ou directement dans les nuages moléculaires auxquels elles sont généralement associées. En effet les poussières sont détruites dans les même condi-tions que le gaz moléculaire, mais notons surtout l’effet primordial des poussières comme catalyseur de la formation de dihydrogène.
Lorsqu’elles sont présentes en quantité suffisante, les poussières jouent un rôle ex-trêmement important dans le bilan de la lumière émise par les galaxies, bien qu’ayant toujours une contribution négligeable à la masse du milieu interstellaire. En effet les poussières absorbent très fortement le rayonnement ultraviolet, mais aussi le rayon-nement visible dans une moindre mesure et surtout dans le bleu. En contrepartie, l’énergie absorbée aux courtes longueurs d’onde est réémise sous forme de rayonne-ment infrarouge. Par conséquent, la poussière a pour effet de rougir la couleur des galaxies : on parle de “rougisemment interstellaire” (ou “reddening” en anglais). Cet effet très important doit être pris en compte pour l’étude des galaxies car il interfère avec la relation entre la couleur d’une galaxie et l’âge des étoiles qu’elle contient (voir la section 2.3.2).
De plus, la poussière peut jouer un rôle positif dans l’évolution des galaxies en rendant les nuages moléculaires opaques aux rayonnements ionisants, s’opposant ainsi à l’amortissement rétroactif de la formation d’étoiles. Signalons enfin l’effet de la poussière sur la métallicité du gaz interstellaire qui diminue avec la quantité de pous-sières, les métaux étant piégés sous forme de grains et non plus à l’état gazeux. Cet effet est bien sûr amoindri en fonction de la quantité d’hydrogène lui aussi piégé dans les grains de poussière (rappelons que la métallicité est le rapport entre la quantité d’éléments lourds et la quantité d’hydrogène).
Propriétés physiques et types morphologiques
Contrairement aux étoiles dont toutes les propriétés physiques, et même leur des-tin, sont déterminés par leur seule masse, les galaxies sont des objets beaucoup plus complexes. Les propriétés physiques des galaxies varient considérablement d’un objet à l’autre, même si elles peuvent sembler similaires au premier abord (même lumino-sité ou même couleur par exemple). Elles sont déterminées par leurs conditions de formation, mais aussi et surtout par leur évolution, elle-même conditionnée par leur histoire de formation stellaire et par leurs intéractions avec leur environnement.
Il existe cependant des corrélations entre les propriétés physiques des galaxies et leur forme, c’est-à-dire leur type morphologique.
Les galaxies irrégulières
Les galaxies irrégulières, comme leur nom l’indique, n’ont pas de forme ni de structure particulière. Elles ont souvent une faible masse (quelques centaines de mil-lions de masses solaires) et une petite taille (quelques dizaines de milliers d’années-lumière). Elles sont caractérisées par une population d’étoiles jeunes et un taux de formation d’étoiles relativement élevé par rapport à leur masse. Leur lumière est donc dominée par les étoiles bleues, à courte durée de vie mais très lumineuses. Corrolaire de la formation stellaire, on y trouve aussi des nuages moléculaires géants juxtapo-sant de vastes régions HII. Elles sont aussi caractérisées par une faible métallicité mais sont parfois relativement riches en poussières.
Les galaxies irrégulières sont les galaxies les plus nombreuses dans l’Univers, mais elles sont pratiquement absentes des amas et superamas de galaxies. En effet les nombreuses intéractions entre galaxies au sein des amas font que les galaxies irrégu-lières sont rapidement absorbées par les galaxies plus massives.
Les galaxies spirales
Près de 80% de la masse stellaire de l’Univers en dehors des amas de galaxies est concentrée dans les galaxies spirales. La galaxie spirale est l’archétype de la galaxie massive avec une masse de plusieurs dizaines à plusieurs centaines de milliards de masses solaires, et un diamètre de l’ordre de la centaine de milliers d’années-lumière. Notre propre galaxie, la Voie Lactée, est elle-même une galaxie spirale. Elles sont composées d’un disque en rotation de quelques milliers d’années-lumière d’épaisseur dans lequel se concentre l’essentiel de la masse stellaire, le gaz et les poussières. Le reste de la masse stellaire est située dans le bulbe central et dans le halo galactique (une composante sphérique très ténue dont le diamètre peut atteindre plusieurs fois celui du disque).
Les galaxies spirales sont le siège d’une formation stellaire active. Les étoiles du disque sont principalement des étoiles jeunes, ce qui confère leur couleur plutôt bleue aux galaxies spirales mais d’autres effets sont à prendre en compte. Ainsi le disque est aussi très riche en poussières, à tel point qu’une galaxie spirale vue par la tranche pa-raît très sombre, la poussière masquant l’essentiel de la lumière émise par les étoiles. Or cette poussière a aussi pour effet de rougir la lumière des galaxies spirales qui paraissent ainsi moins bleues que les galaxies irrégulières. De plus, le bulbe des ga-laxies spirales est constitué essentiellement d’étoiles vieilles donc rouges. Notons que les étoiles du halo, principalement des étoiles naines rouges, contribuent de manière extrêmement marginale à la luminosité totale de la galaxie.
Les bras spiraux Le disque est le siège d’ondes de densité en forme de spirales à l’origine du nom donné à ce type de galaxies, on parle de “bras spiraux”. Les tra-jectoires des étoiles ne sont pas liées aux bras spiraux, elles vont et viennent au contraire à travers les bras spiraux successifs en suivant une orbite en forme d’el-lipse autour du centre galactique. C’est justement la rotation des axes principaux des orbites stellaires les unes par rapport aux autres qui crée naturellement des zones de forte densité, les bras spiraux, et des zones de vide relatif (voir la figure 2.4(a)). Dans certaines galaxies comme la nôtre, les bras spiraux sont caractérisés par la présence d’une ou plusieurs barres centrales, dont la présence est la conséquence dynamique d’une intéraction récente avec une autre galaxie.
Du fait de leur plus grande densité, les bras spiraux favorisent la création de nuages moléculaires qui, en s’effondrant à la suite d’instabilités, vont permettre la formation d’étoiles. C’est ainsi que les bras spiraux concentrent l’essentiel de la for-mation stellaire de ces galaxies. Par conséquent les bras spiraux deviennent facile-ment détectables, même à grande distance, grâce à la présence des régions HII et des étoiles bleues et lumineuses caractéristiques d’une formation stellaire récente. Remarquons à cet effet que les régions HII, comme les étoiles bleues, ont une durée de vie trop courte pour avoir le temps d’orbiter à l’extérieur du bras spiral où elles se sont formées, au contraire des étoiles rouges.
Le passage de ces ondes de densité dans un disque riche en gaz neutre permet donc d’entretenir durablement la formation stellaire dans les galaxies spirales.
Les galaxies elliptiques
La classification de Hubble des galaxies répertorie les galaxies spirales en fonction de la proportion du bulbe central par rapport au disque. On parle de type “tardif” (“late-type” en anglais) lorsque le disque est prédominant, et de type “précoce” (“early-type” en anglais) lorsque c’est le bulbe qui domine. On sait maintenant que l’évolution des galaxies se fait plutôt dans le sens type tardif vers type précoce, au contraire de ce que pensait Hubble lorsqu’il a élaboré cette classification. À l’extrêmité du type précoce, lorsque le disque a totalement disparu pour ne laisser place qu’à une com-posante sphéroïdale, on ne parle plus de galaxies spirales mais de galaxies elliptiques. Les galaxies lenticulaires sont un type intermédiaire avec la présence d’un petit disque mais pas de bras spiraux.
Les galaxies elliptiques concentrent environ 70% de la masse stellaire à l’intérieur des amas de galaxies. Elles doivent leur nom à leur forme sphéroïdale, sans mouve-ment de rotation d’ensemble (les orbites des étoiles n’ont pas d’orientation privilégiée comme dans le disque d’une galaxie spirale). La classification de Hubble différencie les galaxies elliptiques selon leur degré de sphéricité. Contrairement aux galaxies spi-rales qui sont toutes relativement similaires en masse et en luminosité, les galaxies elliptiques couvrent la plus vaste variété de dimensions possibles. Elles vont des ga-laxies naines sphéroïdales (par opposition aux irrégulières) avec une masse de l’ordre de cent milles masses solaires et un rayon de quelques dizaines d’années-lumière, aux galaxies elliptiques supergéantes (les galaxies “cD” de l’anglais “core Dominent”, voir la figure 2.4(b)) que l’on trouve au centre des amas de galaxies et qui regroupent jusqu’à dix mille milliards de masses solaires dans un rayon de plusieurs millions d’années-lumière.
Outre leur forme, les galaxies elliptiques ont une composition similaire. Tout comme les bulbes des galaxies spirales, elles sont composées d’une population d’étoiles vieilles donc rouges et relativement peu lumineuses. Les galaxies elliptiques sont donc caractérisées par un taux de formation d’étoiles anecdotique par rapport
à leur masse corellé avec l’absence de nuages moléculaires ou de régions HII impor-tants. Elles contiennent aussi relativement peu de poussières mais sont caractéri-sées par une forte métallicité, signe d’une intense formation stellaire passée. Comme semble l’indiquer la comparaison avec les galaxies spirales, l’absence relative de for-mation d’étoiles dans les galaxies elliptiques est à mettre en relation avec l’absence de disque et d’ondes de densité.
La synthèse de populations d’étoiles
Nous avons vu que les galaxies sont des objets complexes, dont les paramètres physiques ne sont pas dictés par la seule masse de départ (contrairement aux étoiles), mais dont les propriétés générales sont assez bien corellées avec le type morpholo-gique, c’est-à-dire la forme des galaxies (irrégulière, spirale ou elliptique). Nous avons vu aussi que les types morphologiques sont assez bien corellés avec l’environnement des galaxies, c’est-à-dire l’appartenance ou pas à un amas de galaxies ou autrement dit la probabilité d’intéraction avec une autre galaxie.
Bien comprendre une galaxie c’est avant tout bien comprendre son évolution, car c’est son passé qui induit les propriétés physiques observées aujourd’hui. Or pour comprendre l’évolution des galaxies, il est nécessaire d’étudier l’évolution des popula-tions d’étoiles qui les composent. Avant d’introduire les méthodes d’observations au chapitre 3, et avant de revenir aux modèles d’évolution des galaxies dans le chapitre 4, nous allons traiter dans cette section des outils développés pour l’étude des popula-tions stellaires. Notons que ces outils, qui sont d’une grande utilité pour l’étude des galaxies dans leur ensemble, s’appliquent aussi très bien à plus petite échelle aux amas d’étoiles à partir desquels ils ont d’ailleurs été élaborés.
Les fonctions de synthèse de population
Les étoiles sont très bien décrites à partir de paramètres physiques fixés à de petites variations près. Leur évolution sur le diagramme HR (voir la section 2.1.2) est entièrement prédéterminée par la physique stellaire. Pour étudier les galaxies, nous avons besoin de connaître cette évolution des étoiles qui les composent, mais il faut aussi ajouter un élément important qui est la façon dont ces étoiles se forment en fonction du temps, et éventuellement en fonction de leur position dans la galaxie lorsqu’on étudie cette dernière plus en détail (ce qui ne sera pas le cas dans cette thèse). Les galaxies sont donc entièrement décrites non pas par des paramètres physiques mais par des fonctions physiques.
Le taux de formation d’étoiles
Le taux de formation d’étoiles donne la masse de gaz transformée en étoiles par unité de temps et à un instant donné9. Le taux de formation d’étoiles dépend du temps. Il a tendance à diminuer avec l’âge des galaxies à cause de l’effet d’amortisse-ment rétroactif de la formation stellaire (voir plus haut), et à condition qu’aucun effet dynamique ne vienne le perturber. Mais il est tout de même durablement entretenu dans les galaxies spirales grâce au brassage permanent du gaz interstellaire par les bras spiraux. De même, il peut être relancé par une intéraction avec une autre galaxie mais, comme nous le verrons plus loin, une collision trop violente peut au contraire le stopper brusquement. De plus, dans tous les cas, la diminution de la masse de gaz disponible, à mesure que celui-ci est transformé en étoiles, provoque une diminution inévitable du taux de formation d’étoiles sur de grandes échelles de temps.
Si on note (t) le taux de formation d’étoiles à l’instant t, la masse de gaz dm effondrée sous forme d’étoiles pendant la durée dt (autrement dit entre les instants t et t + dt) est égale à : dm = (t)dt (2.8)
La forme mathématique la plus couramment utilisée pour le taux de forma-tion d’étoiles est l’exponentielle décroissante paramétrée qui s’écrit en fonction de la constante de normalisation A et du taux d’amortissement caractéristique : (t) = A e t (2.9)
On peut aussi ajouter à ce taux de formation d’étoiles continu des épisodes de “sursaut de formation d’étoiles”, généralement provoqués par une collision avec une autre galaxie. Un sursaut est paramétré par son amplitude B, le moment où il se produit ts et sa durée caractéristique s : s(t) = B e (t ts)2 (2.10)
La figure 2.2 montre les diagrammes HR obtenus pour des populations d’étoiles formées à partir d’un taux de formation d’étoiles continu (b) ou de plusieurs sursauts de formation d’étoiles (a). On voit clairement apparaître sur ces deux diagrammes le “coude de sortie” (“turnoff” en anglais). Il correspond aux étoiles les plus vieilles, et donc les moins massives, qui quittent la séquence principale pour rejoindre la branche des géantes à la fin de leur vie. Le coude de sortie est très important pour l’étude d’une population d’étoiles car il nous indique l’âge de formation de celle-ci. En effet, les étoiles qui quittent la séquence principale sont celles dont la durée de vie est égale à leur âge. Notons que le coude de sortie est plus facilement repérable sur le diagramme HR de la population à sursaut de formation d’étoiles, car toutes les étoiles on sensiblement le même âge : le coude de sortie correspond à la limite supérieure-gauche de la séquence principale.
La fonction de masse initiale
La fonction de masse initiale donne le nombre d’étoiles de masse donnée formées par unité de masse stellaire et par unité de masse de gaz effondré. Contrairement au taux de formation d’étoiles qui varie beaucoup d’une galaxie à l’autre, la fonction de masse initiale a plutôt un caractère universel. Elle est en effet directement déterminée par la physique du gaz interstellaire, ce qui la rend peut dépendante des propriétés de la galaxie dans son ensemble. Les deux paramètres qui ont le rôle le plus important sur la fonction de masse initiale, bien que toujours marginal, sont la métallicité du gaz et la concentration en poussières.
Si on note (m) la fonction de masse initiale, le nombre dN d’étoiles de masse comprise entre m et m + dm formées à partir d’une masse m de gaz effondré est égal à : dN = m (m)dm (2.11)
La fonction de masse initiale universelle est une loi de puissance de la forme : (m) ∝ m (2.12)
Elle favorise la formation d’étoiles légères par opposition aux étoiles massives. Rap-pelons cependant que même si une population d’étoiles jeunes est dominée en masse, selon cette loi, par les étoiles froides et peu massives, sa luminosité reste dominée par les étoiles chaudes et massives qui sont proportionellement beaucoup plus lumi-neuses. Notons aussi que cet effet est accentué par l’utilisation d’un coefficient qui augmente avec l’intervalle de masse considéré.
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Table des matières
1 Introduction générale
I Problématique scientifique
2 Galaxies et populations d’étoiles
2.1 Les étoiles
2.1.1 Propriétés physiques des étoiles
2.1.2 Le diagramme “HR”
2.2 Les galaxies
2.2.1 Le gaz interstellaire
2.2.2 Propriétés physiques et types morphologiques
2.3 La synthèse de populations d’étoiles
2.3.1 Les fonctions de synthèse de population
2.3.2 Le problème inverse
3 Observer les propriétés spectrophotométriques des galaxies
3.1 La photométrie
3.1.1 Principe
3.1.2 La “Répartition Spectrale d’Énergie”
3.2 La spectroscopie
3.2.1 Principe
3.2.2 Les signatures spectrales
3.3 L’étude spectrophotométrique
3.3.1 Le “décalage spectral” (ou “redshift”)
3.3.2 Calcul d’une luminosité absolue
3.3.3 Autres propriétés spectrophotométriques
4 Étudier la formation et l’évolution des galaxies
4.1 Les modèles de formation et d’évolution des galaxies
4.1.1 L’assemblage de la masse stellaire
4.1.2 Le modèle hiérarchique
4.2 Les outils statistiques
4.2.1 Fonction de sélection et complétude
4.2.2 Les relations d’échelles
II Données et outils
5 Observations
5.1 L’Univers local
5.1.1 Le grand relevé “2dFGRS”
5.1.2 Le grand relevé “SDSS”
5.2 L’Univers distant
5.2.1 L’échantillon “LCL05”
5.2.2 Le grand relevé “VVDS”
6 Outils d’analyse pour les grands échantillons
6.1 Mesure automatique des signatures spectrales
6.1.1 Adaptation du logiciel “platefit”
6.1.2 Contrôle des résultats
6.2 Détermination des propriétés physiques des galaxies à partir de la composante stellaire
6.2.1 L’optimisation “bayésienne”
6.2.2 Estimation des paramètres
III Analyse des résultats
7 L’Univers local
7.1 Classification spectrale
7.1.1 Sélection de l’échantillon
7.1.2 Nouvelles calibrations
7.2 La relation luminosité-métallicité
7.2.1 Métallicités
7.2.2 Résultats
7.3 Le taux de formation d’étoiles
7.3.1 Calibrations du taux de formation d’étoiles
7.3.2 Dépendance en fonction de la métallicité du gaz
8 L’Univers distant
8.1 La relation luminosité-métallicité à décalage spectral intermédiaire
8.1.1 Analyse préliminaire des données
8.1.2 Résultats
8.2 Évolution de la relation masse-métallicité
8.2.1 Sélection de l’échantillon
8.2.2 La relation masse-métallicité
9 Conclusions et perspectives
IV Annexes
A Les unités de mesure
A.1 Les unités du système international
A.2 La notation scientifique
A.3 Unités utilisées en astrophysique
A.4 Les constantes fondamentales
B Lexique des termes anglo-saxons
C Le spectre de l’atome d’hydrogène
D Calculs sur les fonctions de répartition discrètes
E Articles liés à ce travail de thèse
E.1 Lamareille et al. 2004
E.2 Lamareille et al. 2006a
E.3 Lamareille et al. 2006b
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