2003a, reproduit à la section 6.6) avec les estimations de Brodie & Huchra (1991) et de Bica & Alloin (1986b).
6.5 Perspectives
Ce travail sur la bibliothèque stellaire ÉLODIE et sur la recherche de nouveaux indices à haute résolution est prometteur car il permet pour la première fois d’analyser les spectres de galaxies obtenus à très haute résolution avec les télescopes de classe 10 m. La couverture spec-trale de cette bibliothèque n’est pas exceptionnellement étendue, mais elle permet de mesurer la totalité des indices précédemment définis et contient, à l’exception de la coupure de Balmer dans le spectre à' 4000 Å, la quasi-totalité des informations importantes dans un spectre du
domaine visible.
L’utilisation de ce nouvel outil est bien sûr privilégiée dans l’univers proche, où les spectres de galaxies sont encore de bonne qualité et où le décalage spectral n’est pas trop grand. On peut cependant songer, si les temps de pose ne sont pas trop élevés, à observer des galaxies à des décalages spectraux supérieurs à 2 dans le proche-infrarouge (avec ISAAC au VLT ou avec GNIRS à l’observatoire Gemini par exemple) et à analyser les spectres obtenus avec ce code.
Une des directions à suivre pour perfectionner cet outil est la prise en compte dans le code de rapports d’abondances chimiques variables. En effet, pour le moment, seule la métallicité to-tale est calculée correctement dans le code PÉGASE, sans détailler les rapports d’abondances. Réaliser cette amélioration suppose de mesurer les abondances, pour chaque spectre stellaire de l’archive ÉLODIE, grâce aux raies en absorption les plus intenses. Des modèles de la nu-cléosynthèse au moment de l’explosion des supernovae existent, mais rendent mal compte des phénomènes de perte de masse au cours de la vie des étoiles. Et les modèles de perte de masse stellaire sont, eux, encore trop imprécis pour pouvoir estimer correctement la composition chi-mique de l’étoile au moment de son explosion, en fonction de sa composition initiale. Des approximations sont cependant possibles et il est relativement facile de reproduire les rapports d’abondances observés pour les éléments Fe, O, et Mg en particulier. Comme nos l’avons sou-ligné au chapitre précédent, l’oxygène et le magnésium font partie de la famille des éléments dits «α»1. Il est reconnu depuis plusieurs années que ces éléments sont souvent surabondants (par rapport aux abondances solaires) dans les bulbes de galaxies spirales et dans les galaxies elliptiques. Ceci est en accord avec l’idée que les étoiles qui constituent ces populations sont vieilles et font déjà partie d’une seconde génération d’étoiles (la première, en mourant, ayant libéré une grande quantité d’éléments α). Des corrections peuvent être appliquées aux cal-culs d’indices spectraux (Tripicco & Bell, 1995) pour tenir compte de ce sur-enrichissement des étoiles en élémentsαet reproduire artificiellement (Thomas et al., 2003) l’anti-corrélation observée (Fuhrmann, 1998; Fulbright, 2002) entre [Fe/H] et [α/Fe] dans le voisinage solaire (voir aussi la figure 5.1). L’effet de ces corrections est particulièrement visible aux faibles va-leurs de [Fe/H] dans les grilles de diagnostics faisant intervenir l’élément Mg et peut modifier les prédictions dans des rapports de plusieurs dixièmes de Å. Nous avons constaté que pour 1Leur nom est dû à leur nature d’éléments primaires, produits majoritairement lors d’explosions de SN II, peu de temps après la naissance d’une génération d’étoiles. De plus, leur production ne nécessite pas la préexistence d’autres métaux.
les étoiles de la bibliothèque ÉLODIE dont le rapport [Fe/H] est petit, l’indice Mgb mesuré s’écarte des estimations données par Thomas et al. (2003) pour[α/Fe] = 0, mais rejoint leurs
valeurs calculées pour[α/Fe] = −0.3, ce qui est tout à fait en accord avec ces considérations. Par ailleurs, comme nous l’avons vu, la recherche d’indices nouveaux à très haute résolution est limitée par plusieurs phénomènes. Le premier est la dispersion de vitesses qui est souvent peu contrainte et dont dépendent fortement les grilles de diagnostics d’âge et de métallicité. Le second est la mesure de l’indice qui s’accompagne d’une incertitude proportionnelle au rapport signal-sur-bruit du spectre observé et dépendante des positions des fenêtres spectrales définissant l’indice. Par ailleurs, le fait de définir des fenêtres en plusieurs morceaux ne dimi-nue pas systématiquement cette incertitude. Malgré une recherche systématique, nous n’avons pas trouvé d’indice extrêmement différent des indices de Lick définis par Worthey et al. (1994). Ceci peut indiquer que l’étape future pour estimer précisément l’âge et la métallicité des popu-lations stellaires passe par l’ajustement direct du spectre complet. Ceci nécessite des ressources de calcul beaucoup plus grandes, mais constitue une perspective prometteuse.
Un dernier point à discuter, et non le moindre, est le principe même de l’analyse. Tout au long de ce chapitre, nous avons décrit une méthode pour comparer les indices mesurés sur des spectres à des prédictions faites pour des populations stellaires simples. Cependant, dans les galaxies, plusieurs générations d’étoiles se succèdent, chacune d’une métallicité moyenne différente de la précédente. Le spectre intégré est alors la somme de la lumière produite par cet ensemble de populations. L’indice mesuré peut caractériser un âge moyen ou une métalli-cité moyenne, avec une pondération par les luminosités des générations d’étoiles à leurs âges respectifs. Ce type de diagnostic rend donc très mal compte de l’âge réel d’une galaxie. Une autre approche, complémentaire de celle-ci, consiste à utiliser des scénarios d’évolution adap-tés à chaque type spectral. L’excellent accord entre des indices mesurés dans des spectres de galaxies elliptiques et les prédictions faites avec le scénario d’évolution correspondant (Le Borgne et al., 2003a) rend ce type d’approche très prometteur.