Ajustement d’une répartition spectrale d’énergie moyenne à une popula-

Cette figure montre les répartitions spectrales d’énergie de plusieurs galaxies

simi-laires du relevé VVDS (en rouge), sous la forme du logarithme du flux

monochroma-tique moyen par unité de fréquence (en jansky) à travers divers filtres, en fonction

du logarithme de la longueur d’onde centrale de ces filtres (en Å). Les points noirs

représentent le meilleur ajustement de la répartition spectrale d’énergie moyenne de

cette population de galaxies. Les barres d’erreur bleues représentent la dispersion des

points de mesure individuels autour de la normalisation moyenne.

Nous avons à notre disposition une très grande quantité de données et nous avons

les outils pour les analyser en terme de propriétés physiques.

Nous avons présenté dans une première partie la problématique scientifique dans

laquelle s’inscrit cette thèse, puis les données et les outils à notre disposition dans une

seconde partie. Cette troisième partie est donc l’occasion de présenter une analyse des

résultats obtenus avec ces données et ces outils.

Comme nous l’avons vu précédemment (voir la section 4.2.2 page 83), une grande

partie de ce travail de thèse se focalisera sur l’étude de la relation

luminosité-métallicité ou masse-luminosité-métallicité. Cette dernière nous servira en effet d’indicateur pour

étudier l’évolution des galaxies, et pour déterminer quel modèle est le meilleur compte

tenu de nos observations.

Nous verrons au chapitre 7 les différentes relations que nous avons calibrées sur

des échantillons de l’Univers local : la classification spectrale des galaxies, la relation

luminosité-métallicité et la relation entre le taux de formation d’étoiles et les

lumino-sités des raies d’émission. Puis, au chapitre 8, nous verrons comment certaines de

ces relations évoluent en fonction du décalage spectral.

Notons que ce projet ne pourra pas être achevé avant la fin de cette thèse, étant

donné la grande quantité de données disponibles. Nous nous concentrerons donc ici

sur l’évolution des relations luminosité-métallicité et masse-métallicité.

CHAPITRE

7

L’Univers local

Sommaire

7.1 Classification spectrale . . . 136

7.1.1 Sélection de l’échantillon . . . 136

7.1.1.1 Les galaxies à raies larges . . . 137

7.1.1.2 Les galaxies à raies étroites . . . 138

7.1.1.3 Classification standard “rouge” . . . 138

7.1.2 Nouvelles calibrations . . . 140

7.1.2.1 L’absorption de Balmer . . . 140

7.1.2.2 Classification “bleue” . . . 142

7.1.2.3 Classifications intermédiaires . . . 144

7.2 La relation luminosité-métallicité . . . 147

7.2.1 Métallicités . . . 147

7.2.1.1 Calibration de l’abondance en oxygène . . . 148

7.2.1.2 La dégénérescence de l’abondance en oxygène . . . 150

7.2.2 Résultats . . . 152

7.2.2.1 Référence de la relation luminosité-métallicité obtenue

avec le 2dFGRS . . . 152

7.2.2.2 Comparaison avec les résultats obtenus avec le SDSS . 154

7.3 Le taux de formation d’étoiles . . . 155

7.3.1 Calibrations du taux de formation d’étoiles . . . 157

7.3.1.1 Calibration Hα . . . 157

7.3.1.2 Calibration [O

II

] . . . 159

7.3.2 Dépendance en fonction de la métallicité du gaz . . . 161

7.3.2.1 Étude du rapportR

α2

. . . 161

7.3.2.2 La calibrationR

₂

du taux de formation d’étoiles . . . 162

7.1 Classification spectrale

Nous avons utilisé les données du 2dFGRS, dont les observations sont décrites

au chapitre 5, afin d’obtenir une calibration de la relation luminosité-métallicité des

galaxies dans l’Univers local. Nous allons décrire dans cette section la sélection de

l’échantillon de galaxies à formation d’étoiles que nous utiliserons pour cette étude.

Comme nous l’avons vu plus haut, la métallicité sera déterminée à partir des raies

d’émission du gaz ionisé. Or on distingue deux types de galaxies à raies d’émission :

les galaxies à noyaux actifs et les galaxies à formation d’étoiles, qui nous intéressent

dans le cadre de cette étude. En effet, les modèles que nous allons utiliser pour relier

les intensités relatives des raies d’émission à la métallicité du gaz ne s’appliquent pas

aux galaxies à noyaux actifs. Il est donc nécessaire dans un premier temps de séparer

les galaxies à formation d’étoiles des galaxies à noyaux actifs. Cette étape s’appelle la

classification spectrale, car elle est effectuée à partir des indices spectraux.

Comme nous le verrons ci-dessous, cette étude aura aussi été l’occasion d’obtenir

une nouvelle calibration de cette classification, utilisable sur des spectres de galaxies

à grand décalage spectral.

7.1.1 Sélection de l’échantillon

L’échantillon du 2dFGRS à notre disposition se présente sous la forme d’une liste

de mesures de raies d’émission et de raies d’absorption pour un total de 269 013

galaxies avec des décalages spectraux connus. Cependant, toutes ces mesures ne

sont pas exploitables dans une étude concernant les galaxies à raies d’émission.

Nous avons donc appliqué plusieurs critères de sélection permettant d’arriver à notre

échantillon final. L’ordre dans lequel ces critères ont été appliqués est purement

cir-constanciel et n’a pas de justification physique.

– Les galaxies observées avant le 31 août 1999 n’ont pas été prises en compte

à cause d’un problème de calibration en longueur d’onde, dû à une mauvaise

correction de la dispersion atmosphérique (Lewis et al., 2002). Cela concerne

68 853galaxies.

– Les galaxies du 2dFGRS se sont vues attribuer un critère de qualité générale

variant de 0 à 5 (Lewis et al., 2002). Nous avons éliminé les14 429 galaxies dont

ce critère est inférieur à 3.

– Nous n’avons sélectionné que les galaxies dont les raies d’émission utilisées pour

déterminer une métallicité, c’est-à-dire [OII]λ3727, [OIII]λ5007 et Hβ, ont été

cor-rectement mesurées. À ce stade notre échantillon se compose de49 872galaxies.

– Nous avons éliminé les975galaxies à raies larges (voir ci-dessous).

– Pour les 2100 galaxies observées plusieurs fois, nous n’avons conservé que les

mesures réalisées sur le spectre ayant le meilleur rapport signal sur bruit.

– Dans le cadre de la classification spectrale des galaxies à raies étroites (voir

ci-dessous), nous n’avons conservé que les galaxies dont les raies utilisées dans

cette classification, c’est-à-dire [NII]λ6584, [SII]λλ6717,6731 et Hα, ont été

cor-rectement mesurées. À ce stade notre échantillon se compose de10 727galaxies.

– Nous avons éliminé20 galaxies pour lesquelles la magnitude en bande b

_j

n’était

pas disponible dans notre catalogue car celle-ci sera utilisée pour déterminer la

relation luminosité-métallicité.

– Nous avons éliminé423galaxies pour lesquelles la mesure de la raie d’absorption

Hβ était de mauvaise qualité et impossible à corriger à l’aide de la relation 7.4

décrite ci-après.

– Nous n’avons finalement gardé dans l’échantillon final que les7353galaxies avec

un rapport signal sur bruit moyen d’au moins 10. Ce critère peut sembler très

restrictif, mais nous avons vérifié qu’utiliser plus de galaxies avec un rapport

signal sur bruit plus faible ne modifiait pas nos résultats à part y ajouter du

bruit.

7.1.1.1 Les galaxies à raies larges

Les galaxies à noyaux actifs se divisent en plusieurs catégories : les Seyfert 1, les

Seyfert 2 et les LINERs (dont nous parlerons plus loin). Leur point commun est la

présence d’un trou noir actif dont le disque d’accrétion, en rotation rapide, produit

un rayonnement ionisant intense qui est à l’origine des raies d’émission observées.

Dans le cas des galaxies Seyfert, la présence d’un tore de poussières autour de la

région centrale du noyau actif différencie les types 1 des types 2. En effet, dans le

cas des Seyfert 2 le tore de poussière est orienté de telle sorte qu’il masque la région

centrale, alors que cette dernière reste visible dans le cas des Seyfert 1. Ainsi les raies

de recombinaison de l’hydrogène produites dans la région centrale ne sont visibles que

dans le cas des Seyfert 1. Or ces raies sont particulièrement larges du fait de la très

grande vitesse de rotation du disque d’accrétion à proximité du trou noir. Notons par

ailleurs que les raies collisionnelles ne sont pas produites dans cette région centrale

où la densité est trop forte, mais dans les régions HIIpériphériques visibles aussi bien

dans les Seyfert 1 que dans les Seyfert 2.

Ainsi, il devient possible de différencier observationnellement les galaxies Seyfert

1 des galaxies Seyfert 2, mais aussi des galaxies à formation d’étoiles, en comparant

la largeur des raies de recombinaison à celle des raies collisionnelles. Les galaxies

Seyfert 1 sont donc appelées galaxies à raies larges, alors que les galaxies Seyfert 2

sont des galaxies à raies étroites, tout comme les galaxies à formation d’étoiles.

La figure 7.1 montre les largeurs à mi-hauteur des raies de recombinaison et des

raies collisionnelles de l’échantillon du 2dFGRS. On remarque que la largeur

maxi-mum des raies collisionnelles se situe autour de 10Å alors que des raies de

recombi-naison plus larges sont détectées.

FWHM(OIIIb)

(a) (b)

Dans le document Évolution cosmologique des propriétés physiques des galaxies (Page 129-138)