Conclusions

La qualité assez remarquable des spectres Lyα de LBGs à z ∼ 3 − 5 obtenus au VLT à une résolution spectrale de R ∼ 2000 (Tapken et al. 2007) nous a permis de mener une modélisation des profils de raies à l’aide d’un code de transfert radiatif Lyα et UV (Verhamme et al. 2006). L’ajustement précis de la variété de formes affi-chée par Lyα nous renseigne sur les propriétés physiques du gaz et de la population stellaire des starbursts.

Suivant plusieurs indications, observationnelles pour la plupart, nous avons adopté un modèle simple de coquille de gaz et de poussière homogène et sphérique en

ex-pansion autour d’une région starburst émettrice d’une raie de recombinaison Lyα superposée à un continu UV. 4 paramètres caractérisent la coquille : La vitesse d’expansion v_exp, la densité de colonne N_HI, le paramètre Doppler et la profondeur optique d’absorption de la poussière τa. L’émission, elle, est décrite par la largeur équivalente EW (Lyα) et sa largeur F W HM(Lyα). Avec peu de dégénérescence entre les paramètres, les profils Lyα des 11 LBGs ont été parfaitement reproduits, donnant lieu aux implications suivantes :

• Les profils Lyα asymétriques requièrent une vitesse d’expansion assez grande (vexp ∼ 150 km s^{> −1) pour être reproduits. A contrario, les profils dits} double-pics sont ajustés avec un milieu quasi-statique (vexp ∼ 10 − 25 km s−1). Ces résultats sont en parfait accord avec les prédictions théoriques ainsi que les observations de décalages en vitesse des raies interstellaires.

• Des effets différents sur l’allure du profil Lyα permettent une détermination indépendante de la densité de colonne de Hi et de la quantité de poussière, comme pour la plupart des paramètres d’ailleurs. Pour les 11 LBGs, on arrive à NHI ∼ 2 × 1019 à 7 × 1020 cm−2, une extinction entre E(B − V ) ∼ 0.05 à 0.2.

• L’ajustement des profils Lyα a également permis d’estimer la fraction d’échap-pement de Lyα dans ces galaxies. L’évolution de fesc(Lyα) semble dictée au premier ordre par l’extinction. Un ajustement de cette tendance est proposé pour donner une relation entre fesc et E(B − V ). Nous avons établi clairement les limites de cette relation liées entre autre à la simplicité de la géométrie utilisée, écartant de fait des effets susceptibles d’altérer cette relation, comme l’homogénéité et la géométrie du milieu diffusif.

Dans un contexte plus général, les résultats de cette analyse, démontrent que les LBGs et les LAEs doivent avoir intrinsèquement une émission Lyα “standard” (EWLyα ∼ 60 − 80 Å), et que le transfert radiatif est responsable de l’assortiment d’intensité de profils Lyα observés dans ces galaxies. Une augmentation de la densité de colonne NHI accompagnée d’une augmentation de la poussière mènera à une rapide décroissance de EWLyα(obs).

A la lumière de notre analyse, les résultats observationnels récents des LAEs et des LBGs sont vus sous un jour nouveau. Un chevauchement assez clair entre ces deux populations est visible. Par exemple les LBGs avec EWLyα(obs) > 20 Å corres-pondent aux LAEs plus brillants que R = 25.5 mag. Par ailleurs l’augmentation du rapport LAE/LBG avec le redshift est aussi imputé à la diminution de l’atténuation de EWLyα par la poussière.

On se doit désormais de clarifier la conséquence d’une géométrie plus réaliste sur ces interprétations, et s’intéresser à la dernière variante des profils Lyα, à savoir l’absorption. Cela passe par des efforts de simulation et d’observations, que l’on va aborder dans la suite de ce travail.

De l’émission à l’absorption Lyα dans

les starbursts locaux et implications

pour les galaxies à grand z

La démonstration est faite que l’on peut reproduire avec un code de transfert radiatif la variété de profils Lyα observés dans les LBGs à grand redshift. Cela nous permet de poser certaines contraintes sur les conditions physiques qui règnent dans le milieu interstellaire de ces galaxies et leur population stellaire. Parallèlement, ce type d’investigation fait ostensiblement défaut dans l’univers local, où paradoxale-ment, un nombre impressionnant de travaux observationnels ont été entrepris, avec à la clé, des résultats intrigants à plus d’un titre (cf. Sect. 1.5). En outre, contraire-ment aux observations de galaxies lointaines, les observations de l’Univers local nous offrent une qualité et une quantité importante d’informations exploitables pour, non seulement comprendre, mais quantifier les raisons précises de l’absorption Lyα par exemple, matière à controverse dans notre historique des études Lyα. De plus les différences apparentes entre les échantillons de galaxies à grand et à petit z restent encore à éclaircir. On se propose ici de franchir une première étape dans l’unification de ces deux périodes de l’Univers en termes d’évolution des galaxies vues en Lyα, et ce par l’étude et la modélisation de l’une des galaxies les plus déficientes en métaux dans l’Univers proche, IZw 18, en tirant les conclusions nécessaires à notre étude comparative.

Depuis sa découverte par Zwicky (1966), IZw 18 à été abondamment étudiée à diverses fins, et demeure l’une des galaxie les plus déficientes en métaux connues à ce jour (Skillman & Kennicutt 1993; Izotov & Thuan 1999). Sa région Hii principale, appelée NW (pour North-West, cf. Fig. 4.1) d’où émanent des raies de recombinaison optiques intenses, est clairement le site d’une formation stellaire massive récente (< 10 Myr) et/ou en cours (Hunter & Thronson 1995; de Mello et al. 1998; Brown et al. 2002). Par voie de conséquence, la découverte d’une forte et large absorption Lyα (Kunth et al. 1994) fit l’effet d’une surprise, tellement il paraissait évident de trouver une émission Lyα compte tenu des fortes raies de recombinaison observées d’une part, et de la faible extinction attendue pour une métallicité aussi faible (Kunth et al. 1994; Terlevich et al. 1993), d’autre part. On aurait également pu modéliser SBS 0335-052, une galaxie aussi pauvre en métaux que IZw 18, et qui affiche le même

spectre Lyα en absorption (Thuan et al. 1997). Mais il se trouve que SBS 0335-052 contient bien plus de poussières que IZw 18, que ce soit en quantité absolue (masse de poussière) ou relative (LIR/LUV) (Thuan et al. 1999; Houck et al. 2004; Wu et al. 2007; Engelbracht et al. 2008). Comprendre une absorption Lyα dans une galaxie possédant peu de poussières parait donc plus instructif, et IZw 18 apparaît comme un candidat idéal pour comprendre par quel processus on passe, dans ces conditions, d’une émission intrinsèque, vraisemblablement forte, à une absorption saturée.

Dans le but de faire la lumière sur cette intrigante absorption, Kunth et al. (1994, 1998) avaient suggéré que la diffusion multiple des photons Lyα hors de l’ouverture réduite de HST/GHRS de 2.0′′×2.0′′était l’explication la plus plausible. De plus, dans les quatre absorbants Lyα de leur échantillon, les mesures cinématique indiquaient un gaz quasi-statique par rapport aux régions Hii, ce qui augmenterait, comme on l’a vu précédemment, l’importance de la diffusion de Lyα. Cependant, le spectre Lyα de IUE pris à travers une ouverture de 20′′× 10′′ montrait à peu de chose près le même profil. Cela indiquait clairement que même dans une ouverture 5 à 10 fois plus grande on ne récupérait toujours pas d’émission Lyα. Quoi qu’il en soit, la viabilité de ces explications reste à mettre à l’épreuve de façon quantitative. C’est l’un des objectifs principaux de ce chapitre.

Pour ce faire, nous allons utiliser les observations les plus récentes de IZw 18 et le code MCLya décrit dans le chapitre précédent auquel nous avons apporté certaines améliorations. A partir de là, nous allons remettre IZw 18 dans le contexte plus gé-néral des starbursts de l’Univers local, puis dresser un certain nombre d’implications quant aux galaxies à grand redshift et leur relation avec leurs homologues locaux.

4.1 Données et indications observationnelles

Un résumé des observations utilisées dans ce chapitre est donné dans la table 4.1. Il comprend les données à la fois en imagerie et en spectroscopie, avec les principales caractéristiques instrumentales et les références des programmes. Par la suite, pour tout ce qui a trait à la calibration des données, on se reportera à Atek et al. (2009b).