L’assemblage de la masse stellaire

4.1.1.2 La “boîte ouverte” . . . . 75

4.1.2 Le modèle hiérarchique . . . . 77

4.1.2.1 Les collisions de galaxies . . . . 77

4.1.2.2 La “réduction de masse caractéristique” (ou “downsizing”) 78

4.2 Les outils statistiques . . . 79

4.2.1 Fonction de sélection et complétude . . . . 80

4.2.1.1 Comptages par pondération du volume maximum . . . 80

4.2.1.2 Les densités de paramètres . . . . 81

4.2.2 Les relations d’échelles . . . . 83

4.2.2.1 Échantillons limités en volume . . . . 83

4.2.2.2 La relation masse-métallicité . . . . 84

4.1 Les modèles de formation et d’évolution des galaxies

Nous avons décrit, dans un premier chapitre, les propriétés physiques des galaxies

et leurs relations entre elles puis, dans un second chapitre, les méthodes utilisées

pour les observer. Nous allons maintenant étudier plus en détail l’observation et

l’in-terprération de l’évolution des galaxies, sujet principal de cette thèse.

Le principe à la base de toutes les études de l’évolution des galaxies est la vitesse

finie de la lumière. Celui-ci nous dit que plus nous regardons loin dans l’espace, plus

nous regardons des galaxies telles qu’elles étaient, loin dans le passé. Or, comme nous

l’avons vu (voir la section 3.3.1), le décalage spectral est une mesure de la distance des

galaxies. Étudier la variation des propriétés physiques en fonction du décalage

spec-tral revient donc à étudier leur évolution. Rappelons cependant qu’il reste toujours

possible d’observer au même décalage spectral des galaxies plus ou moins jeunes.

Les outils statistiques deviennent donc très importants pour passer, comme pour les

étoiles, de l’observation d’une population de galaxies à des stades d’évolution très

différents, à l’étude des processus d’évolution à l’oeuvre.

Ainsi, contrairement à ce que l’on pourrait croire, l’étude des propriétés des

ga-laxies en fonction du décalage spectral ne suffit pas à elle seule à interpréter les

résultats en terme de modèles d’évolution. En effet, il est indispensable de bien

com-prendre en premier lieu les relations entre les paramètres physiques des galaxies

situées à un même décalage spectral et leurs stades d’évolution individuels. Comme

nous le verrons plus loin (voir la section 4.2.2), l’étude en fonction du décalage

spec-tral doit être réalisée sur des populations de galaxies dans leur ensemble.

4.1.1 L’assemblage de la masse stellaire

Comme nous l’avons vu précédemment (voir la section 2.2.2) la masse des

ga-laxies n’est ni directement liée à leurs paramètres fondamentaux (taux de formation

d’étoiles, fonction de masse initiale, etc...), ni déterminante dans l’évolution de ces

derniers, même si elle joue un rôle mineur. Les paramètres physiques des galaxies

sont en effet plus facilement associés à leur type morphologique qui différencie

no-tamment les galaxies actives (formation stellaire entretenue, par la présence de bras

spiraux pas exemple) des galaxies passives (formation stellaire stoppée).

Néanmoins, rappelons qu’il faut différencier la masse totale d’une galaxie (ou

masse dynamique), difficile à mesurer à cause d’un grand nombre d’inconnues

ob-servationnelles et théoriques, de la masse stellaire. La masse stellaire est en effet

aisément mesurable grâce aux techniques modernes appliquées à la répartition

spec-trale d’énergie. De plus, contrairement à la masse dynamique, la masse stellaire est

très clairement correlée avec les autres paramètres physiques d’une galaxie : elle

in-dique la quantité de gaz transformé en étoiles et piégé soit dans les étoiles à longue

durée de vie, soit dans les cadavres stellaires. La masse stellaire est donc un

indica-teur de l’histoire de formation stellaire d’une galaxie, au même titre que sa métallicité

ou que, par correspondance, sa fraction de masse de gaz.

L’assemblage de la masse stellaire, c’est-à-dire l’augmentation de la masse d’étoiles

dans les galaxies en fonction du temps, peut se produire selon deux scénarios très

différents : un scénario lent aussi appelé “boîte fermée” ou un scénario par sursauts

répondant au modèle de formation hiérarchique.

4.1.1.1 La “boîte fermée”

Le modèle de la “boîte fermée” suppose que les galaxies n’ont aucune intéraction

avec leur environnement et que leur masse totale ne varie pas. Ces galaxies se forment

par l’effondrement initial d’un nuage de gaz neutre, puis forment des étoiles à un

rythme monotone. La masse de gaz est alors progressivement transformée en masse

stellaire et la fraction de gaz diminue tandis que ce dernier s’enrichi en métaux.

Ce scénario permet d’établir directement des relations analytiques entre le taux de

formation d’étoiles de ces galaxies et leur âge d’une part, et leur fraction de masse

stellaire et leur métallicité d’autre part. Si l’on note ψ(t) le taux de formation d’étoiles

etM

⋆

(t) la masse stellaire à l’instantt, etR la fraction de masse restituée (définie par

la relation 2.13 page 36), l’évolution de la masse stellaire est décrite par l’équation

suivante :

dM

_⋆

(t)

dt ^{= (1}−R)·ψ(t) (4.1)

Si l’on suppose un taux de formation d’étoiles en exponentielle décroissante de

valeur maximum Aet de paramètre τ comme décrit par la relation 2.9 page 34, alors

la masse stellaire à un instanttest égale à :

M

_⋆

(t) =

Z

t

0

(1−R)·Ae

^−t′/τ

dt

^′

= (1−R)·Aτ ·(1−e

^−t/τ

) (4.2)

La fraction de gazµ(t) est définie comme le rapport entre la masse de gaz Mg(t) et

la masse totale :

µ(t) = ^Mg(t)

M

_g

(t) +M

_⋆

(t) (4.3)

Dans le cas du modèle de la “boîte fermée”, la fraction de gaz est directement reliée

à la masse stellaire selon l’hypothèse que la masse totale de la galaxie ne varie pas.

La variation de la fraction de gaz s’écrit donc :

dM

_g

(t)

dt ⁼−(1−R)·ψ(t) (4.4)

Il devient possible, toujours dans l’hypothèse de la “boîte fermée”, en considérant

les relations 2.15 page 36, 4.3 et 4.4 d’écrire l’évolution de la métallicité Z(t) en

fonc-tion de la fracfonc-tion de gaz et du taux de producfonc-tion total y :

µ^dZ

dµ ⁽⁼−_dln(1^dZ_/µ)) =−y (4.5)

En intégrant la relation ci-dessus, on trouve la relation entre la métallicité et la

fraction de gaz d’une galaxie évoluant selon le modèle de la “boîte fermée” :

Z(t) =y·ln ¹

µ(t) (4.6)

4.1.1.2 La “boîte ouverte”

Le modèle de la “boîte fermée”, très simple, ne peut pas en général être

appli-qué aux galaxies que nous observons actuellement dans l’Univers car il ne tient

pas compte de deux éléments importants. Premièrement, il ne tient pas compte des

échanges de gaz entre une galaxie et le milieu intergalactique. Deuxièmement il ne

tient pas compte de l’assemblage de la masse stellaire par la fusion de deux galaxies

(voir la section 4.1.2).

Le modèle de la “boîte fermée” n’est donc qu’une approximation. Dans une

ga-laxie réelle, en plus de l’augmentation de la masse stellaire, la masse totale n’est pas

conservée car de grandes quantités de gaz sont éjectées dans le milieu

intergalac-tique. Les pertes de gaz peuvent être très importantes lorsque le taux de formation

d’étoiles est intense. En effet, les étoiles jeunes éjectent facilement le gaz en dehors

des galaxies, grâce à leurs vents stellaires intenses et aux explosions de supernovae

(voir la figure 4.1(a)). En conséquence la fraction de gaz de ces galaxies peut diminuer

de manière très importante, sans que cette diminution soit liée à une augmentation

significative de la métallicité suivant la relation 4.6.

(a) M82 (b) NGC 4038/4039

FIG. 4.1 – Exemples de galaxies en intéraction avec le milieu extérieur.

Images du télescope spatial Hubble.

(a) Galaxie perdant de grandes quantités de gaz éjectées par les supernovae et les

vents stellaires des étoiles jeunes.

(b) Deux galaxies spirales en cour de fusion. Du gaz est éjecté par effet de marée et

plusieurs sursauts de formation stellaire sont en cours.

Il est courant de définir le taux de production effectif, noté y

_eff

, qui correspond

au taux de production théorique nécessaire pour pouvoir appliquer la relation 4.6 du

modèle de la “boîte fermée” aux valeurs observées de la métallicitéZ et de la fraction

de gaz µ:

y

_eff

= ^Z

ln

_µ¹

(4.7)

Comme nous l’avons vu plus haut (voir la section 2.3.1), le taux de production

total est en réalité une constante qui dépend de la physique du gaz interstellaire et

de la physique des étoiles. Nous ne nous attendons donc pas à ce qu’il varie d’une

galaxie à l’autre. Le taux de production effectif permet donc de mesurer l’écart entre

l’évolution de la métallicité et l’évolution de la fraction de gaz d’une galaxie. Ainsi un

taux de production effectif plus petit que la valeur réelle signifie qu’une partie de la

masse de gaz formée par les étoiles s’est échappée de la galaxie sans avoir enrichi le

milieu interstellaire en métaux. Un taux de production effectif plus grand que la valeur

réelle signifie au contraire que du gaz riche en métaux a été accrété par la galaxie.

Enfin un taux de production effectif égal à la valeur réelle signifie une évolution sans

intéraction avec le milieu extérieur.

Le taux de production effectif est donc une mesure de l’intéraction d’une galaxie

avec son environnement. Or cette intéraction est à la source, pour une même masse

d’étoiles formées, d’un enrichissement plus ou moins rapide du gaz interstellaire en

métaux, voir d’un appauvrissement dans certains cas où la galaxie accrète du gaz

“primordial” pauvre en métaux.

Dans le document Évolution cosmologique des propriétés physiques des galaxies (Page 74-78)