Nous avons, dans ce chapitre, proposé des modèles de spectres X des principaux émetteurs de rayons X dans les galaxies, à savoir les restes de supernovae, les binaires X de faible et de grande masse, ainsi que le gaz chaud présent dans les halos de galaxies elliptiques mas-sives. Pour ces différentes sources, nous avons comparé les différentes ajustements de mesures trouvés dans la littérature avec nos modèles.
L’absorption du rayonnement par le milieu interstellaire froid a une grande importance dans la suite, et nous nous sommes efforcés de souligner son influence sur les spectres des différentes sources. Plusieurs modèles de sections efficaces d’absorption ont été comparés, ce qui nous permet de conclure que la transmission du milieu interstellaire dépend peu du modèle choisi. De plus, l’effet des grains de poussière sur la section efficace totale du milieu interstellaire est globalement petit devant celui de la métallicité par exemple. En revanche, les différentes estimations des abondances chimiques « solaire » font apparaître de grands écarts dans les courbes de transmission.
Enfin, l’inventaire des sources X galactiques réalisé ici n’est certainement pas exhaustif. En particulier, un modélisation plus fine nécessiterait la modélisation des sources ultra-lumineuses qui sont petites en nombre, mais qui peuvent avoir une influence non négligeable sur la
lumino-2.10. CONCLUSION 55
FIG. 2.15 – à gauche : section efficace d’absorption du milieu interstellaire
(multipliée par E3 pour mettre en évidence les écarts à la relationσ ∝E−3) calculée avec les modèles MM, BM et TB. Les abondances sont celles de An-ders & Ebihara (1982). A droite : section efficace d’absorption du milieu inter-stellaire calculée avec le modèle TB (avec poussières). Trois modèles d’abon-dances à métallicité solaire (Anders & Grevesse, 1989; Anders & Ebihara, 1982; Wilms et al., 2000) sont représentés.
FIG. 2.16 – à gauche : Section efficace totale d’absorption du milieu
interstel-laire (multipliée par E3) en fonction de la métallicité. Le modèle et les rapports d’abondances sont ceux de TB. à droite : Courbes de transmission du milieu interstellaire correspondantes. On a adopté NH= 1021atome/cm−2.
sité d’un grand échantillon de galaxies. De plus, la modélisation du gaz chaud dans les galaxies spirales est encore pet développée, et nous n’avons pas pu la modéliser ici, faute d’observations suffisamment significatives statistiquement.
Les sources que nous avons modélisées dans ce chapitre seront utilisées dans le chapitre 4 pour synthétiser les spectres X de galaxies de tous types, une fois que nous aurons présenté dans le chapitre 3 qui suit le modèle d’évolution que nous utilisons, ainsi que les scénarios de formation d’étoiles adoptés pour chaque type spectral de galaxie.
Chapitre 3
Modéliser l’évolution des galaxies
Sommaire3.1 Populations stellaires . . . . 58 3.1.1 Populations stellaires simples . . . . 58 3.1.2 Populations stellaires complexes . . . . 59 3.2 Le code d’évolution PÉGASE . . . . 60 3.3 Scénarios d’évolution . . . . 60 3.4 Couleurs optiques . . . . 62 3.5 Synthèse spectrale inverse & redshifts photométriques . . . . 64 3.5.1 Galaxies elliptiques locales . . . . 64 3.5.2 Décalages spectraux photométriques avec évolution . . . . 73
3.1 Populations stellaires
Pour appréhender l’évolution d’une galaxie, il faut bien comprendre la physique des objets qui la constituent. Les étoiles, en naissant dans des nuages de gaz et de poussières, et en mou-rant parfois violemment sous la forme de supernovae, sont le moteur principal de l’évolution des quantités physiques qui régissent la vie d’une galaxie. L’observation de régions de for-mation d’étoiles intenses à l’intérieur de notre galaxie et de ses proches voisines suggère que les étoiles présentes aujourd’hui sont nées en générations successives. Au sein même de ces régions de formation d’étoiles, la faiblesse relative des largeurs équivalentes de recombinai-son de l’hydrogène suggère la présence de populations sous-jacentes plus vieilles (Gonzalez Delgado et al., 1998).
3.1.1 Populations stellaires simples
Pour modéliser l’évolution de ces générations d’étoiles (ou sursauts de formation d’étoiles), des travaux théoriques sur la physique stellaire ont été menés par l’équipe de Genève (e.g. Maeder, 1990) ou celle de Padoue (Chiosi & Maeder, 1986; Girardi et al., 1996; Fagotto et al., 1994a,b,c; Bressan et al., 1993). Ils incluent les effets de la métallicité qui a une influence directe sur les tracés d’évolution stellaire : une augmentation de la métallicité tend à diminuer la température effective des étoiles, rendant ainsi leurs spectres moins durs.
Les étoiles d’une même génération se répartissent en masse selon une distribution appelée
fonction de masse initiale (FMI). Sa forme précise est mal connue. Salpeter (1955) a proposé
une loi de la forme
Φ(m) = dN
dm∝mα avecα= −2.35 (3.1)
Cette distribution est certainement une bonne approximation de la fonction de masse initiale réelle car elle convient souvent pour reproduire la plupart des quantités observables dans les sursauts de formation d’étoiles et dans les galaxies. Des déterminations plus récentes (e.g. Rana & Basu, 1992) font intervenir des lois de puissance par morceaux. Cependant, une grande incertitude règne encore sur la FMI, et rien n’indique qu’elle soit universelle pour toutes les galaxies, et à tous les âges de l’univers.
Pour calculer l’évolution d’une population d’étoiles, la méthode dite « des isochrones », in-troduite par Bruzual & Charlot (1993) est bien adaptée. Une isochrone se définit comme le lieu occupé à un âge donné dans l’espace température-luminosité-gravité de surface d’une popula-tion stellaire simple (c’est-à-dire formée instantanément) à une métallicité donnée. Le calcul des isochrones peut être réalisé par une double interpolation. Les tracés d’évolution stellaire étant fournis pour un nombre fini de masses, on doit les interpoler pour rendre compte de toutes les masses des étoiles. Cette procédure délicate (Fioc, 1997) requiert la détermination de points équivalents (en termes d’évolution stellaire) sur les tracés correspondants à des masses différentes. De plus, les tracés sont interpolés en âge, afin d’obtenir l’échantillonnage temporel nécessaire pour décrire toutes les phases d’évolution. Pour rendre compte de la luminosité to-tale de la population stellaire, la luminosité de chaque point d’une isochrone est alors le produit de la luminosité d’une étoile en ce point multipliée par le nombre d’étoiles donné par la FMI.
3.1. POPULATIONS STELLAIRES 59
La dépendance des tracés à la métallicité est, nous le verrons aux chapitres 5 et 6, de première importance. Lorsque la métallicité augmente, la durée de vie des étoiles a tendance, selon sa masse à diminuer ou à augmenter. De plus, l’opacité de leurs atmosphères est plus grande, ce qui a pour effet de les rendre plus froides.
Pour modéliser le spectre d’une population stellaire, il est nécessaire d’associer à chaque objet qui rayonne un spectre. Dans le domaine optique, ce sont les étoiles qui sont les princi-paux contributeurs au spectre intégré. Le spectre d’une étoile peut être décrit à chaque instant par sa métallicité (Z), sa température effective (Teff) et sa gravité de surface (g). Plusieurs bi-bliothèques de spectres stellaires existent depuis une vingtaine d’années. Elles sont parfois construites à partir de spectres d’étoiles observées, ou parfois à partir de modèles d’atmo-sphères. Comme nous le verrons au chapitre 6, l’une des difficultés de ces bibliothèques est d’inclure des étoiles à toutes les métallicités susceptibles d’être rencontrées dans les galaxies. Les bibliothèques synthétiques (Kurucz, 1992; Lejeune et al., 1997, 1998) s’affranchissent bien de ce problème mais sont limitées, à cause d’incertitudes qui pèsent sur les constantes de la physique nucléaire, à de faibles résolution spectrales. A l’inverse, celles construites sur la base de spectres réels peuvent atteindre de façon fiable de bonnes résolutions spectrales, mais ne comportent parfois que des étoiles à métallicité solaire (Jacoby et al., 1984; Gunn & Stryker, 1983), présentes en grand nombre dans le voisinage solaire.
3.1.2 Populations stellaires complexes
Plusieurs propriétés physiques d’une galaxie ou même d’une région de formation d’étoiles ne peuvent pas être reproduites par l’évolution pure d’une seule génération d’étoiles. Pour ce faire, la modélisation de l’histoire complète de la formation d’étoiles est nécessaire. La méthode des isochrones a été utilisée par Fioc & Rocca-Volmerange (1997) pour construire un modèle de synthèse spectrale évolutive. Ces modèles, en convoluant les isochrones par un taux de formation d’étoiles fonction du temps, et en utilisant des bibliothèques de spectres stellaires, permettent de calculer l’évolution du spectre d’une population complexe d’étoiles. Le flux Fλ(t) à une longueur d’onde donnéeλet au temps t peut donc s’écrire
Fλ(t) = Z t τ=0T FE(t −τ) Z Msup Minf Φ(m) fλ(m,τ) dm dτ (3.2)
où fλ(m,τ) est le flux monochromatique d’une étoile de masse m d’âgeτ, et T FE est le taux
de formation d’étoiles.
L’évolution temporelle du taux de formation d’étoiles peut être calculée à l’aide d’un
scéna-rio d’évolution. Un tel scénascéna-rio décrit l’évolution du taux de formation d’étoiles qui peut être
calculé en adoptant une approche cohérente faisant intervenir les échelles de temps d’effondre-ment du gaz sur la galaxie et des vents galactiques, l’efficacité de la formation d’étoiles à partir du gaz, la quantité de ce gaz, etc. . .
En ajustant les paramètres d’un scénario de formation d’étoiles (voir §3.3), on peut pré-dire les propriétés des galaxies en luminosité et en couleurs, pour tous les types spectraux, et comparer ces prédictions aux observations.