Conclusions de th` ese

6.2 English version . . . 103

6.2.1 Thesis conclusions . . . 103

6.2.2 Perspectives . . . 104

6.1 French version

6.1.1 Conclusions de th`ese

Dans le contexte de la formation et de l’´evolution des galaxies, et plus

par-ticuli`erement celui des flots de mati`ere autour des galaxies de faibles masses,

d’importantes questions se posaient. Des questions comme “quelle quantit´e de

mati`ere est ´eject´ee par les vents galactiques? A quelle vitesse?”, ou encore

“est-ce que le gaz est capable de quitter le halo gravitationnel de la galaxie et ainsi

enrichir le milieu inter-galactique ou aurait-il tendance `a retomber sur celle-ci et

apporter du combustible permettant la formation de futures ´etoiles?” Nous nous

sommes ´efforc´es de r´epondre `a ces questions du mieux possible. Il est important

de rappeler que l’observation du gaz ´eject´e en ´emission est tr`es difficile car ce gaz

a une brillance de surface tr`es faible par rapport `a celle de la galaxie hˆote. Ce

gaz ´eject´e est donc d´etect´e principalement en absorption. C’est `a dire qu’il va

absorber une partie de la lumi`ere ´emise par l’objet en arri`ere plan (dans notre cas

le quasar) et pour pouvoir quantifier les propri´et´es de ce gaz, il va falloir essayer

de reproduire cette absorption. La technique que nous utilisons fait appel `a des

quasars en arri`ere plan.

Au d´ebut de cette th`ese, nous avions d´ej`a acc`es `a de nombreuses donn´ees

ac-quises avec SINFONI et UVES n´ecessitant d’ˆetre analys´ees. Le premier ´echantillon

de donn´ees (SIMPLE) fˆut analys´e et publi´e dans Schroetter et al. (2015) (voir

Ap-pendice A). Nous avons obtenu les caract´eristiques de vents galactiques pour 3

paires galaxie-quasar. Pour une de ces trois paires, nous avons complexifi´e le

mod`ele de vent afin de reproduire les donn´ees. Cette complexification correspond

`

a l’impl´ementation d’une composante d’acc´el´eration pour les paires ayant un faible

param`etre d’impact afin de reproduire l’assym´etrie du profil d’absorption (voir les

d´etails au § 4.2.3 et dans Schroetter et al. (2015)). Combinant notre analyse `a

ceux de la litt´erature (voir Figure 4.8), nous avons vu que le facteur de charge

avait tendance `a ˆetre de l’ordre de l’unit´e, ce qui correspond `a une quantit´e de

mati`ere ´eject´ee ´equivalente au taux de formation stellaire de la galaxie. Mais il y

avait trop peu d’observations pour pouvoir conclure sur des propri´et´es g´en´erales

des vents galactiques. Nous avions donc besoin d’observations suppl´ementaires.

Pendant ce temps, la construction de l’instrument MUSE ´etait en chemin et

nous avions d´ej`a commenc´e `a ´etablir notre strat´egie d’observation afin d’augmenter

le nombre de paires galaxie-quasar d’un ordre de grandeur. Pour atteindre cet

objectif, nous avons utilis´e la strat´egie d´ecrite en d´etail dans la section § 2.3.1.

Cette strat´egie consiste `a chercher plusieurs absorbants Mg_ii(au moins 3) dans le

spectre de quasars contenus dans la base de donn´ee SDSS. Ces absorbants devaient

avoir une largeur ´equivalente au repos (Wλ2796

r ) supp´erieure `a 0.8 ˚A (compar´e `a 2 ˚A

pour SIMPLE), ainsi qu’un redshift compris entre 0.4 et 1.4 afin de pouvoir d´etecter

l’´emission [O_ii] des galaxies potentiellement responsables de ces absorptions.

Mars 2014, MUSE fˆut un v´eritable succ`es et commen¸ca `a collecter de nombreuses

observations. Nous avons aussi obtenu des donn´ees compl´ementaires de nos champs

de quasar avec le spectrographe `a haute r´esolution UVES afin d’avoir la r´esolution

spectrale n´ecessaire dans les profils d’absorptions d´etect´es dans les spectres des

quasars. Contrairement au temps MUSE, le temps d’observation avec l’instrument

UVES ne nous ´etait pas garanti.

Etant les premiers `a avoir des observations MUSE, un travail intensif sur la

r´eduction des donn´ees brutes ´etait n´ecessaire afin de pouvoir travailler avec les

meilleurs donn´ees possibles pour atteindre nos objectifs scientifiques (voir § 3.2).

Suite `a ce travail de r´eduction, nous avons r´eussi `a d´etecter 85% des galaxies que

nous qualifions ˆetre `a l’origine des absorptions Mg_ii dans les spectres des quasars.

Ceci nous a amen´e `a multipli´e par 2-3 l’´echantillon que nous avions ainsi que les

contraintes sur les propri´et´es physiques des vents galactiques (dont une paire est

d´ecrite dans Schroetter et al. (2016), accessible `a l’Apendice B). Ces contraintes

sont pr´esent´ees sur la Figure 5.14.

Nous en avons conclu que si nous voulions mesurer un facteur de charge qui ait

une signification, il fallait que la quantit´e de masse ´eject´ee et le taux de formation

d’´etoiles de la galaxie soient estim´es sur des ´echelles de temps similaires afin de

pouvoir ˆetre compar´e avec les simulations. Ceci donna lieu `a une discussion sur la

pertinence de ce param`etre. D’autres param`etres ´etaient donc n´ec´essaires si nous

voulions en d´eduire des propri´et´es entre les vents galactiques et les param`etres des

galaxies hˆotes (voir § 5.4).

Un r´esum´e des r´esultats obtenus durant cette th`ese est la suivante:

• Les facteurs de charge ont tendance `a ˆetrent proches de l’unit´e (η ∼ 1), ce

qui veut dire que le taux de mati`ere ´eject´e est de l’ordre du taux de formation

stellaire de la galaxie.

• Le gaz faiblement ionis´e que nous d´etectons semble retomber sur la galaxie `a

partir du moment o`u la galaxie poss`ede une masse stellaire d’environ 109M

(voir § 5.3).

• Nous avons montr´e que les vents ont une phase d’acc´el´eration jusqu’`a environ

10 kpc de la galaxie.

• Nous avons aussi d´evelopp´e un mod`ele de cˆone creux afin de pouvoir

re-produire le profil d’absorption cr´e´e par les vents et nous avons trouv´e cette

configuration dans 5 cas de l’´echantillon MEGAFLOW.

• En combinant nos observation avec d’autres travaux sur les vents, nous avons

confirm´e certaines corr´elations entre diff´erentes propri´et´es des vents et de

leurs galaxies hˆotes comme la vitesse d’´ejection des vents et le SFR de la

galaxie, le taux de masse ´eject´ee et le SFR ou bien le facteur de charge et la

masse de la galaxie.

• Certaines corr´elations comme la d´ependance entre la vitesse d’´ejection des

vents et la masse de la galaxie ou bien celle entre le facteur de charge et le

redshift furent, quand `a elles, infirm´ees.

• Les vents galactiques semblent ˆetre entraˆın´es par une combinaison des m´ecanismes

de transfert de moment cin´etique et d’´energie cin´etique (voir dernier chapitre).