Les relations d’échelles

Les densités de paramètres différentielles sont des outils extrêmement puissants

pour étudier les relations entre les différents paramètres des galaxies dans un

échan-tillon bien sélectionné. Elles permettent, en comparant des galaxies à divers stades

d’évolution, d’étudier la façon dont ces dernières évoluent au sein de leur espace de

paramètres. Mais un défaut majeur est que l’information sur l’évolution en décalage

spectral est diluée par la pondération du volume maximal, méthode qui suppose une

“évolution passive” (voir section suivante).

L’étude de l’évolution globale des populations de galaxies en fonction du décalage

spectral passe donc par la définition d’échantillons limités à des intervalles de

dé-calages spectraux. Comme nous allons le voir, ces échantillons sont par définition

limités en volume ce qui permet de s’affranchir de la pondération par le volume dans

l’étude des relations entre les différents paramètres. Il est courant d’étudier les

re-lations entre les valeurs individuelles de deux paramètres observationnels : on parle

de relations d’échelles. Les relations d’échelles les plus connues sont par exemple la

relation de Tully-Fisher qui relie la luminosité et la vitesse de rotation des galaxies

spirales, la relation masse-luminosité ou encore la relation luminosité-métallicité.

4.2.2.1 Échantillons limités en volume

Les densités de paramètres définies par la méthode du volume maximum souffrent

d’un biais d’évolution. Cette méthode suppose en effet par définition que les densités

de paramètres sont constantes en fonction du décalage spectral : on parle “d’évolution

passive”. C’est cette hypothèse qui permet de calculer la densité d’un paramètre en

divisant sa valeur pour une galaxie donnée par le volume maximum dans lequel cette

dernière reste visible en supposant qu’elle n’évolue pas. Notons qu’il est possible de

corriger ce biais en tenant compte de l’évolution théoriquedes galaxies dans le calcul

du volume maximum. Pour autant, cette méthode ne permet pas d’étudier l’évolution

des galaxies car elle la présuppose à priori.

L’étude de l’évolution des galaxies passe donc par la définition d’échantillons

li-mités en volume, c’est-à-dire des échantillons de galaxies situées dans plusieurs

in-tervalles de décalages spectraux différents. L’évolution des paramètres physiques des

populations de galaxies devient ainsi quantifiable en étudiant leur variation en

fonc-tion du décalage spectral, donc en foncfonc-tion du retour en arrière dans le temps.

Du fait de la sélection en décalage spectral, les décalages spectraux minimumz

_min

et maximumz

_max

utilisés pour définir le volume maximumV

_max

sont directement

limi-tés aux valeurs extrêmes de l’intervalle choisi. Par conséquent, le volume maximum

ne peut excéder une certaine valeur qui correspond au volume comobile compris dans

cet intervalle, d’où le terme d’échantillon “limité en volume”.

En pratique, on ne garde parfois dans un échantillon limité en volume que les

galaxies qui répondent à la fonction de sélection sur tout l’intervalle de décalages

spectraux, c’est-à-dire qui ont toutes le même volume maximal. Cela permet de

s’af-franchir du calcul de V

_max

et d’estimer directement la valeur moyenne de tel ou tel

paramètre. Dans le cas d’un échantillon limité en magnitude, cette étape est réalisée

en ne gardant que les galaxies dont le paramètrezmaxdéfini à l’aide de la relation 4.12

est supérieur au décalage spectral maximum de l’intervalle considéré. Autrement dit,

cela revient à sélectionner les galaxies dont la luminosité absolue ou la masse sont

supérieures à une certaine limite définie par la fonction de sélection.

4.2.2.2 La relation masse-métallicité

La relation entre masse et métallicité est récemment devenue l’un des outils les

plus utilisés et les plus efficaces pour étudier les processus d’évolution chimique des

galaxies. La relation masse-métallicité est définie par deux paramètres : une valeur

moyenne et une pente. Or l’évolution de ces deux paramètres en fonction du

déca-lage spectral est très dépendante du modèle d’évolution considéré. L’observation de

l’évolution de cette relation permet donc de façon efficace de confirmer ou d’infirmer

les différents modèles disponibles : la “boîte fermée”, la “boîte ouverte” et le modèle

hiérarchique. Notons que l’évolution des galaxies se fait en réalité selon une

com-binaison de ces trois modèles mais l’étude de la relation masse-métallicité permet

de déterminer les proportions relatives de chacun. Notons enfin que la réduction de

masse caractéristique, qui est une propriété observée et non théorique, doit être prise

en compte dans les trois cas.

La relation masse-métallicité est le résultat de deux phénomènes correlés :

l’aug-mentation de la masse stellaire et l’augl’aug-mentation de la métallicité des galaxies avec

le temps. Néanmoins ces deux phénomènes ne sont pas toujours directement reliés

au processus de formation stellaire, en fonction du modèle choisi. En effet lorsque

l’augmentation de la masse stellaire s’accompagne d’une perte de gaz dans le milieu

intergalactique, ce qui est le cas du modèle de la “boîte ouverte” ou du modèle

hiérar-chique, l’augmentation de la métallicité est moins forte que celle prévue par le modèle

de la “boîte fermée”. Ainsi le modèle hiérarchique extrême, c’est-à-dire sans formation

stellaire en dehors des collisions, prévoit une augmentation de la masse mais pas ou

peu de la métallicité donc une relation masse-métallicité plutôt plate. Au contraire, le

modèle de la “boîte fermée” correspond à la plus forte pente théorique car

l’enrichis-sement en métaux est directement proportionnel à l’assemblage de la masse stellaire

(via le taux de production total).

La diminution de la métallicité globale d’une population de galaxies en fonction du

décalage spectral est le point commun des trois modèles. En effet celle-ci provient de

l’enrichissement progressif en métaux de l’Univers dans son ensemble.

La principale différence entre les modèles de la “boîte ouverte” ou “fermée” et le

modèle hiérarchique provient de l’assemblage de la masse stellaire. En effet, les

va-riations de masse stellaire observées dans une population de galaxies quelconque

sont trop grandes pour s’expliquer par un simple processus de formation stellaire.

Elles ne peuvent s’expliquer que si les galaxies naissent avec des masses différentes

dans le premier cas, ou si une part importante de l’augmentation de la masse stellaire

provient des fusions de galaxies dans le second cas. En conséquence, l’interprétation

de la réduction de masse caractéristique implique deux hypothèses différentes dans

ces deux cas. De plus, la principale différence entre les modèles “boîte ouverte” ou

hiérarchique et le modèle “boîte fermée” provient du taux de production effectif qui

est beaucoup plus faible dans le premier cas.

Nous allons énumérer ci-dessous les résultats attendus pour la variation de la

pente de la relation masse-métallicité, en fonction des trois modèles.

Le modèle de la “boîte fermée” Ce modèle suppose un taux de production effectif

égal à la valeur réelle et un assemblage de la masse stellaire uniquement due à la

formation d’étoiles. Dans ce cadre, la masse totale des galaxies n’évolue pas et seul

se produit la transformation de la masse de gaz en masse stellaire. L’interprétation

de la réduction de masse caractéristique nécessite donc de faire appel à un modèle

anti-hiérarchique : les galaxies géantes ont formé leurs étoiles plus vite et pendant

moins longtemps que les galaxies naines, d’où une diminution plus tôt dans l’histoire

de l’Univers de leur densité de formation d’étoiles.

L’évolution attendue de la relation masse-métallicité en fonction du décalage

spec-tral est donc la suivante :

– Dans un premier temps la métallicité des galaxies naines diminue alors que celle

des galaxies massives reste stable (elles ne forment plus d’étoiles). On observe

donc une augmentation de la pente.

– Plut tôt dans l’histoire de l’Univers, la métallicité des galaxies géantes diminue

à son tour en fonction du décalage spectral, mais plus rapidement que celle

des galaxies naines qui ont formé moins vite leurs étoiles. On observe donc une

diminution de la pente.

Le modèle de la “boîte ouverte” Ce modèle suppose un taux de production effectif

faible mais un assemblage de la masse selon le même principe que le modèle de la

“boîte fermée”. Notons que le modèle de la “boîte ouverte” parfaite, c’est-à-dire que

la galaxie éjecte tous ses métaux, n’existe pas car il faut tenir compte du potentiel

gravitationnel plus ou moins fort en fonction de la masse totale des galaxies. Ainsi

les galaxies les plus massives ont tendance à retenir leurs métaux par gravité et se

rapprochent toujours plus du modèle de la “boîte fermée” que du modèle de la “boîte

ouverte” même dans le cas d’éjections importantes de matière.

Comme la quantité de métaux éjectés par les étoiles et perdus dans le milieu

intergalactique ne dépend que de la masse totale de la galaxie (mais pas de leur

masse stellaire), on ne s’attend pas à une évolution de la relation masse-métallicité en

fonction du décalage spectral. Par conséquent la pente de la relation masse-métallicité

reste constante et prend une valeur plus faible que celle du modèle de la “boîte fermée”

à tous âges de l’Univers.

Le modèle hiérarchique Comme pour le modèle de la “boîte ouverte”, ce modèle

suppose un taux de production effectif très faible mais un assemblage de la masse

stellaire dominé par les fusions de galaxies. Dans ce cadre, la métallicité de la

po-pulation de galaxies naines reste stable dans la relation masse-métallicité. En effet,

une évolution de la métallicité ne peut avoir lieu qu’après un sursaut de formation

d’étoiles ce qui signifie aussi une augmentation conséquente de la masse. Or le taux

de production effectif est faible, donc la masse augmente beaucoup plus vite que la

métallicité en fonction du temps.

De son côté, la réduction de masse caractéristique nous oblige à faire une

hypo-thèse supplémentaire. Elle signifie en effet que la formation stellaire s’est arrêtée dans

les galaxies les plus massives, après qu’elles aient atteint une certaine limite en masse

stellaire à la suite de nombreuses fusions. En conséquence, le taux de production

ef-fectif des galaxies massives augmente en fonction du temps depuis cette époque et

diminue en fonction du décalage spectral depuis aujourd’hui.

Ainsi, l’évolution attendue de la relation masse-métallicité en fonction du décalage

spectral est la suivante :

– Dans un premier temps la métallicité des galaxies géantes diminue en même

temps que le taux de production effectif. On observe donc une diminution de la

pente. Notons que cette diminution est de faible amplitude étant donné la faible

formation stellaire relative dans les galaxies massives.

– Plut tôt dans l’histoire de l’Univers, les galaxies massives ont un taux de

forma-tion d’étoiles plus important (probablement à cause de collisions plus fréquentes

et/ou violentes) et un taux de production effectif plus faible. On observe donc

une stabilisation de la pente vers une valeur moins grande que dans l’Univers

local (tenant compte du potentiel gravitationnel plus fort des galaxies massives).

Il n’existe pas, au jour de la rédaction de cette thèse, de concensus sur

l’évolu-tion de la relal’évolu-tion masse-métallicité à grand décalage spectral. Cela est dû en grande

partie à la difficulté de mesurer des masses et des métallicités avec une grande

pré-cision. Cette difficulté a été très souvent en partie contournée par l’étude la relation

luminosité-métallicité. Cette dernière est reliée à la relation masse-métallicité par la

relation masse-luminosité qui est assez bien connue.

Une grande partie de ce travail de thèse consistera donc à essayer d’apporter une

vision la plus complète possible de cette thématique. D’abord en étudiant la relation

luminosité-métallicité de l’Univers local, puis son évolution en fonction du décalage

spectral et enfin la relation masse-métallicité de l’Univers distant.

Pour ce faire, nous ferons appel aux phénomènes physiques et aux techniques

décrits dans cette première partie.

Le but de cette partie est de présenter d’une part les données dont nous

dispo-sons, et d’autre part les outils de mesure adaptés ou développés dans le cadre de

cette thèse. Les données qui seront utilisées dans cette thèse sont de deux types :

les données collectées dans le cadre d’un grand relevé spectrophotométrique, et les

données collectées dans le cadre de petits programmes d’observation comme notre

échantillon “LCL05”. L’ensemble est présenté au chapitre 5. Enfin les outils d’analyse

automatique développés au cours de cette thèse sont présentés au chapitre 6.

CHAPITRE

5

Observations

Sommaire

Dans le document Évolution cosmologique des propriétés physiques des galaxies (Page 84-94)