7.3 Le taux de formation d’étoiles
7.3.2 Dépendance en fonction de la métallicité du gaz
Comme nous l’avons vu ci-dessus, la calibration Hα est celle qui donne les
meilleurs résultats lorsqu’elle est corrigée de l’extinction interstellaire. La calibration
[OII] est moins précise à cause de la dépendance de la raie [OII]λ3727 en fonction de
plusieurs paramètres physiques dont la métallicité et le degré d’ionisation du gaz
in-terstellaire. Un moyen d’améliorer la calibration [OII] est d’utiliser le rapport des raies
d’émission R
α2=[OII]λ3727/Hα et la calibration Hα selon la formule suivante :
log SFR
[OII]=²
HαlogL([OII])−²
HαlogR
α2−logη
Hα(7.30)
7.3.2.1 Étude du rapport R
α2L’utilisation de la relation 7.30 nécessite de pouvoir calibrer le rapportR
α2en
fonc-tion d’autres paramètres disponibles. La figure 7.14 montre la relafonc-tion entre celui-ci,
corrigé de l’extinction interstellaire, et la métallicité du gaz estimée à l’aide de la
mé-thode CL01. La courbe en pointillés est une calibration semi-empirique de cette
rela-tion pour un degré d’ionisarela-tion moyen (Kewley et al., 2004). Elle répond à l’équarela-tion
suivante (pourx= 12 + log(O/H)) :
[OII]
Hα =−1857,42 + 612,693x−67,0264x
2+ 2,43209x
3(7.31)
La figure 7.14 montre que les données du catalogue DR4 du relevé SDSS suivent
la relation attendue. Toutefois cette dernière ne peut pas être envisagée pour
amélio-rer la calibration [OII]. En effet elle nécessite de connaître, en plus de la luminosité
de la raie [OII]λ3727, la valeur de l’extinction interstellaire ainsi que la métallicité
du gaz. Or cette dernière mesure est difficile à réaliser, nécessite souvent un grand
nombre de raies d’émission, et souffre d’incertitudes systématiques entre les
diffé-rentes calibrations disponibles. Le bénéfice introduit par l’utilisation du rapport R
α2dans la calibration du taux de formation d’étoiles est donc perdu avec les
inconvé-nients de la mesure de la métallicité. Dans ce cas précis, l’utilisation directe de la
méthode CL01, qui permet d’estimer aussi bien les métallicités que les taux de
for-mation d’étoiles, semble donc plus rentable. Notons qu’une autre étude (Moustakas
et al., 2006) a tenté d’utiliser la luminosité comme indicateur de métallicité (via la
relation luminosité-métallicité) pour corriger la calibration [OII].
FIG. 7.14 – Relation entre le rapportRα2 et la métallicité.
Cette figure montre la relation entre le rapport [OII]λ3727/Hα (R
α2) corrigé de
l’ex-tinction interstellaire et la métallicité du gaz, pour les galaxies à formation d’étoiles
du relevé SDSS avec un rapport signal sur bruit d’au moins 5 pour les raies Hα, Hβ
et [OII]λ3727. La courbe en pointillés montre une estimation semi-empirique de cette
relation (Kewley et al., 2004), la droite en trait plein montre l’ajustement linéaire sur
les données dont la pente aet l’ordonnée à l’originebsont indiqués sur le graphique.
Néanmoins, nous avons essayé de trouver une calibration plus simple du
para-mètre R
α2, notamment en fonction d’autres rapports qui sont aussi des indicateurs
de métallicité comme le rapport R2 = [OII]λ3727/Hβ. Nous avons estimé la relation
entre les rapport R
α2etR
2lorsque le premier estpartiellement corrigé de l’extinction
interstellaire, c’est-à-dire que la raie Hαest corrigée de l’extinction interstellaire mais
pas la raie [OII]λ3727, et le second non corrigé. Cette correction partielle a pour but
de permettre l’utilisation, via la relation 7.30, de la calibration Hαcorrigée de
l’extinc-tion interstellaire (paramètres 7.26) à partir des mesures des raies [OII]λ3727 et Hβ
non corrigées. En effet, comme nous le verrons ci-dessous, il existe une relation plus
simple dans le cas où la mesure de l’extinction interstellaire est disponible.
La figure 7.15 montre cette relation pour les galaxies à formation d’étoiles du
cata-logue DR4 du relevé SDSS. Notons que le biais rectiligne visible en haut du nuage de
points correspond à l’élimination dans notre échantillon des galaxies avec une mesure
trop faible de la raie Hα par rapport à la raie Hβ, qui conduirait à la détermination
d’une extinction interstellaire négative. Nous obtenons la relation suivante entre le
rapport R
αi2partiellement corrigé de l’extinction interstellaire et le rapport R
2non
corrigé :
logR
αi2= 2,809×logR
2−1,64 (7.32)
L’écart type de cette relation est de0,27 dex.
7.3.2.2 La calibration R
2du taux de formation d’étoiles
Nous avons établi la calibrationR2 du taux de formation d’étoiles à partir des
don-nées du catalogue DR4 du relevé SDSS. Cette calibration est basée sur les mesures
des deux raies d’émission [OII]λ3727 et Hβ, corrigées ou non de l’extinction
inter-stellaire, et sur l’utilisation de la calibration Hα. Dans le cas où une correction de
FIG. 7.15 – Relation entre les paramètresR
α2etR2
Cette figure montre la relation entre le rapport [OII]λ3727/Hα (R
α2) partiellement
corrigé de l’extinction interstellaire (seule la raie Hα est corrigée) et le rapport
[OII]λ3727/Hβ (R2) non corrigé de l’extinction, pour les galaxies à formation d’étoiles
du relevé SDSS avec un rapport signal sur bruit d’au moins5pour les raies Hα, Hβ et
[OII]λ3727. La droite en pointillés correspond à la relationy=x, la droite en trait plein
montre l’ajustement linéaire sur les données dont la penteaet l’ordonnée à l’origineb
sont indiqués sur le graphique.
l’extinction interstellaire est disponible, la relation entre les rapports R
iα2
et R
i 2cor-rigés de l’extinction interstellaire est directe : elle fait simplement appel à la valeur
théorique du décrément de Balmer choisie pour déterminer l’extinction interstellaire
(Osterbrock, 1989) :
R
i 2R
i α2=
µ
Hα
Hβ
¶
i= 2,85 (7.33)
Ainsi la relation entre le taux de formation d’étoilesSFR
R2, la luminosité L
i([OII])
de la raie d’émission [OII]λ3727 et le rapport R
2icorrigés de l’extinction interstellaire
est égale à :
log SFR
R2=−40,66 + 0,982ס
logL
i([OII])−logR
i2+ log 2,85¢
(7.34)
La figure 7.16(a) montre la relation entre le taux de formation d’étoiles déterminé
à l’aide de cette calibration et celui déterminé avec la méthode CL01. L’accord et très
satisfaisant et l’incertitude de la calibrationR
2corrigée de l’extinction interstellaire est
de seulement0,16 dex, inférieure à l’incertitude de référence. Nous avons donc obtenu
une nouvelle calibration basée sur les raies [OII]λ3727 et Hβ donnant des résultats
aussi bons que la calibration Hα.
La figure 7.16(b) montre la qualité de la calibration R
2en l’absence de correction
de l’extinction interstellaire. La relation que nous avons utilisée entre le taux de
for-mation d’étoiles SFR
R2, la luminosité L([OII]) de la raie d’émission [OII]λ3727 et le
rapportR
2non corrigés de l’extinction interstellaire, est décrite par l’équation :
log SFR
R2=−40,66 + 0,982×(logL([OII])−2,809 logR
2+ 1,64) (7.35)
L’accord est de nouveau très satisfaisant et l’incertitude associée à la calibration
R2 non corrigée de l’extinction interstellaire est de 0,22 dex. Cette nouvelle calibration
(a) (b)
FIG. 7.16 – Comparaison entre les taux de formation d’étoiles de référence et la
cali-brationR2.
Cette figure montre la relation entre le taux de formaiton d’étoiles déterminé à l’aide
de la méthode CL01 (Charlot & Longhetti, 2001) sur les galaxies à formation d’étoiles
du relevé SDSS avec un rapport signal sur bruit d’au moins 5 pour les raies Hα, Hβ
et [OII]λ3727, et le taux de formation d’étoiles retrouvé à l’aide de la calibration R
2corrigée de l’extinction interstellaire (a) ou non corrigée (b). La droite en pointillés
correspond à la relation y = x, la droite en trait plein montre l’ajustement sur les
données dont la pente aet l’ordonnée à l’origineb sont indiqués sur le graphique.
améliore donc de manière importante la qualité des calibrations [OII] et même Hαnon
corrigées de l’extinction interstellaire.
Nous avons donc obtenu, grâce aux données publiques du catalogue DR4 du relevé
SDSS, plusieurs nouvelles calibrations du taux de formation d’étoiles en fonction de la
luminosité d’une ou deux raies d’émission : Hα seule, [OII]λ3727 seule ou [OII]λ3727
et Hβ. De plus toutes ces calibrations ont été étudiées avec ou sans correction de
l’extinction interstellaire. Ainsi ce travail sera d’une grande utilité pour déterminer le
taux de formation d’étoiles des galaxies dans diverses situations observationnelles.
CHAPITRE
8
L’Univers distant
Sommaire
8.1 La relation luminosité-métallicité à décalage spectral intermédiaire 168
8.1.1 Analyse préliminaire des données . . . 168
Dans le document
Évolution cosmologique des propriétés physiques des galaxies
(Page 162-168)