Sélection de l’échantillon

7.1.1.2 Les galaxies à raies étroites . . . 138

7.1.1.3 Classification standard “rouge” . . . 138

7.1.2 Nouvelles calibrations . . . 140

7.1.2.1 L’absorption de Balmer . . . 140

7.1.2.2 Classification “bleue” . . . 142

7.1.2.3 Classifications intermédiaires . . . 144

7.2 La relation luminosité-métallicité . . . 147

7.2.1 Métallicités . . . 147

7.2.1.1 Calibration de l’abondance en oxygène . . . 148

7.2.1.2 La dégénérescence de l’abondance en oxygène . . . 150

7.2.2 Résultats . . . 152

7.2.2.1 Référence de la relation luminosité-métallicité obtenue

avec le 2dFGRS . . . 152

7.2.2.2 Comparaison avec les résultats obtenus avec le SDSS . 154

7.3 Le taux de formation d’étoiles . . . 155

7.3.1 Calibrations du taux de formation d’étoiles . . . 157

7.3.1.1 Calibration Hα . . . 157

7.3.1.2 Calibration [O

II

] . . . 159

7.3.2 Dépendance en fonction de la métallicité du gaz . . . 161

7.3.2.1 Étude du rapportR

α2

. . . 161

7.3.2.2 La calibrationR

₂

du taux de formation d’étoiles . . . 162

7.1 Classification spectrale

Nous avons utilisé les données du 2dFGRS, dont les observations sont décrites

au chapitre 5, afin d’obtenir une calibration de la relation luminosité-métallicité des

galaxies dans l’Univers local. Nous allons décrire dans cette section la sélection de

l’échantillon de galaxies à formation d’étoiles que nous utiliserons pour cette étude.

Comme nous l’avons vu plus haut, la métallicité sera déterminée à partir des raies

d’émission du gaz ionisé. Or on distingue deux types de galaxies à raies d’émission :

les galaxies à noyaux actifs et les galaxies à formation d’étoiles, qui nous intéressent

dans le cadre de cette étude. En effet, les modèles que nous allons utiliser pour relier

les intensités relatives des raies d’émission à la métallicité du gaz ne s’appliquent pas

aux galaxies à noyaux actifs. Il est donc nécessaire dans un premier temps de séparer

les galaxies à formation d’étoiles des galaxies à noyaux actifs. Cette étape s’appelle la

classification spectrale, car elle est effectuée à partir des indices spectraux.

Comme nous le verrons ci-dessous, cette étude aura aussi été l’occasion d’obtenir

une nouvelle calibration de cette classification, utilisable sur des spectres de galaxies

à grand décalage spectral.

7.1.1 Sélection de l’échantillon

L’échantillon du 2dFGRS à notre disposition se présente sous la forme d’une liste

de mesures de raies d’émission et de raies d’absorption pour un total de 269 013

galaxies avec des décalages spectraux connus. Cependant, toutes ces mesures ne

sont pas exploitables dans une étude concernant les galaxies à raies d’émission.

Nous avons donc appliqué plusieurs critères de sélection permettant d’arriver à notre

échantillon final. L’ordre dans lequel ces critères ont été appliqués est purement

cir-constanciel et n’a pas de justification physique.

– Les galaxies observées avant le 31 août 1999 n’ont pas été prises en compte

à cause d’un problème de calibration en longueur d’onde, dû à une mauvaise

correction de la dispersion atmosphérique (Lewis et al., 2002). Cela concerne

68 853galaxies.

– Les galaxies du 2dFGRS se sont vues attribuer un critère de qualité générale

variant de 0 à 5 (Lewis et al., 2002). Nous avons éliminé les14 429 galaxies dont

ce critère est inférieur à 3.

– Nous n’avons sélectionné que les galaxies dont les raies d’émission utilisées pour

déterminer une métallicité, c’est-à-dire [OII]λ3727, [OIII]λ5007 et Hβ, ont été

cor-rectement mesurées. À ce stade notre échantillon se compose de49 872galaxies.

– Nous avons éliminé les975galaxies à raies larges (voir ci-dessous).

– Pour les 2100 galaxies observées plusieurs fois, nous n’avons conservé que les

mesures réalisées sur le spectre ayant le meilleur rapport signal sur bruit.

– Dans le cadre de la classification spectrale des galaxies à raies étroites (voir

ci-dessous), nous n’avons conservé que les galaxies dont les raies utilisées dans

cette classification, c’est-à-dire [NII]λ6584, [SII]λλ6717,6731 et Hα, ont été

cor-rectement mesurées. À ce stade notre échantillon se compose de10 727galaxies.

– Nous avons éliminé20 galaxies pour lesquelles la magnitude en bande b

_j

n’était

pas disponible dans notre catalogue car celle-ci sera utilisée pour déterminer la

relation luminosité-métallicité.

– Nous avons éliminé423galaxies pour lesquelles la mesure de la raie d’absorption

Hβ était de mauvaise qualité et impossible à corriger à l’aide de la relation 7.4

décrite ci-après.

– Nous n’avons finalement gardé dans l’échantillon final que les7353galaxies avec

un rapport signal sur bruit moyen d’au moins 10. Ce critère peut sembler très

restrictif, mais nous avons vérifié qu’utiliser plus de galaxies avec un rapport

signal sur bruit plus faible ne modifiait pas nos résultats à part y ajouter du

bruit.

7.1.1.1 Les galaxies à raies larges

Les galaxies à noyaux actifs se divisent en plusieurs catégories : les Seyfert 1, les

Seyfert 2 et les LINERs (dont nous parlerons plus loin). Leur point commun est la

présence d’un trou noir actif dont le disque d’accrétion, en rotation rapide, produit

un rayonnement ionisant intense qui est à l’origine des raies d’émission observées.

Dans le cas des galaxies Seyfert, la présence d’un tore de poussières autour de la

région centrale du noyau actif différencie les types 1 des types 2. En effet, dans le

cas des Seyfert 2 le tore de poussière est orienté de telle sorte qu’il masque la région

centrale, alors que cette dernière reste visible dans le cas des Seyfert 1. Ainsi les raies

de recombinaison de l’hydrogène produites dans la région centrale ne sont visibles que

dans le cas des Seyfert 1. Or ces raies sont particulièrement larges du fait de la très

grande vitesse de rotation du disque d’accrétion à proximité du trou noir. Notons par

ailleurs que les raies collisionnelles ne sont pas produites dans cette région centrale

où la densité est trop forte, mais dans les régions HIIpériphériques visibles aussi bien

dans les Seyfert 1 que dans les Seyfert 2.

Ainsi, il devient possible de différencier observationnellement les galaxies Seyfert

1 des galaxies Seyfert 2, mais aussi des galaxies à formation d’étoiles, en comparant

la largeur des raies de recombinaison à celle des raies collisionnelles. Les galaxies

Seyfert 1 sont donc appelées galaxies à raies larges, alors que les galaxies Seyfert 2

sont des galaxies à raies étroites, tout comme les galaxies à formation d’étoiles.

La figure 7.1 montre les largeurs à mi-hauteur des raies de recombinaison et des

raies collisionnelles de l’échantillon du 2dFGRS. On remarque que la largeur

maxi-mum des raies collisionnelles se situe autour de 10Å alors que des raies de

recombi-naison plus larges sont détectées.

FWHM(OIIIb)

(a) (b)

FIG. 7.1 – Largeurs à mi-hauteur des raies d’émission du 2dFGRS.

Ces deux histogrammes présentent la distribution des largeurs à mi-hauteur (en Å)

des raies d’émission collisionnelles, représentées ici par [OIII]λ5007 (a), et des raies

d’émission de recombinaison de l’hydrogène, représentées ici par Hβ (b), dans

l’échan-tillon du 2dFGRS.

7.1.1.2 Les galaxies à raies étroites

Une fois les galaxies à raies larges éliminées de notre échantillon, il reste à

dis-tinguer les galaxies à noyaux actifs à raies étroites des galaxies à formation d’étoiles.

Cette distinction peut être réalisée en étudiant certains rapports de raies bien

choi-sis. En effet les raies d’émission des galaxies Seyfert 2 sont caractérisées par une

forte intensité d’excitation collisionnelle et un fort degré d’ionisation. Cela se traduit

par une forte intensité des raies collisionnelles, comme [NII]λ6584, [SII]λλ6717,6731

ou [OII]λλ3726,3729, et une forte intensité des raies à haut degré d’ionisation comme

[OIII]λλ4959,5007 ou [NeIII]λ3869. Notons que l’intensité des raies d’émission est bien

sûr relative car elle dépend de la quantité de gaz disponible et de l’intensité de la

source de rayonnement ionisant. Il est donc nécessaire de n’étudier que des rapports

de raies.

Les raies de recombinaison de l’hydrogène sont couramment choisies comme

ré-férence. Cependant, il faut tenir compte de l’extinction interstellaire qui affecte

diffé-remment les raies d’émission situées à différentes longueurs d’onde. Rappelons que

les raies d’émission situées dans la partie bleue du spectre sont plus asborbées par la

poussière que celles situées dans la partie rouge. Or la méthode couramment utilisée

pour déterminer l’extinction interstellaire et la corriger consiste à comparer le rapport

observé de deux raies de recombinaison de l’hydrogène avec son rapport théorique,

ce dernier dépendant de la nature encore inconnue de la galaxie étudiée. La

classifi-cation spectrale doit donc faire appel à des rapports de raies situées à des longueurs

d’onde suffisamment proches pour ne pas être affectées différemment par l’extinction

interstellaire.

Notons enfin le cas particulier des galaxies LINERs (de l’anglais “Low Ionization

Narrow Emission Line”). Ces galaxies sont caractérisées par des raies collisionnelles

très intenses mais des raies de recombinaison de l’hydrogène assez faibles et un degré

d’ionisation relativement bas. La physique de ces galaxies est encore mal comprise.

7.1.1.3 Classification standard “rouge”

La figure 7.2 montre les deux diagrammes courramment utilisés (Baldwin et al.,

1981; Veilleux & Osterbrock, 1987; Kewley et al., 2001) : [OIII]λ5007/Hβ vs.

[NII]λ6584/Hα et [OIII]λ5007/Hβ vs. [SII]λλ6717+6731/Hα. La valeur maximale de

ces rapports a été calculée grâce à des modèles de photoionisation appliqués aux

ré-gions HII produites par les étoiles jeunes. Cette valeur sert donc de limite entre les

galaxies à formation d’étoiles, qui suivent une séquence très nette, et les galaxies

Sey-fert 2 qui s’en écartent perpendiculairement. Nous appelerons cette classification la

“classification rouge” car elle fait appel à des raies de la partie rouge du spectre.

Les équations de la courbe de séparation entre galaxies à formation d’étoiles et

galaxies à noyaux actifs dans ces deux diagrammes sont données ci-dessous :

log

µ[OIII]

Hβ

¶

= ^0,61

log([NII]/Hα)−0,47^{+ 1,19} (7.1)

log

µ[OIII]

Hβ

¶

= ^0,72

log([SII]/Hα)−0,47 ^{+ 1,45} (7.2)

Les galaxies à formation d’étoiles sont celles qui sont situées en dessous de ces

courbes sur les deux diagrammes. Les galaxies dont les positions sur les deux

dia-grammes sont contradictoires sont considérées comme des galaxies “mixtes”

(conte-nant à la fois une composante de formation stellaire et un noyau actif) et ne seront

(a) (b)

FIG. 7.2 – Classification spectrale “rouge” des galaxies du 2dFGRS.

Ces deux figures présentent les diagrammes de la classification spectrale “rouge” des

galaxies à raies étroites de l’échantillon du 2dFGRS. La courbe rouge donne la

sé-paration “théorique” (Kewley et al., 2001) entre les galaxies à formation d’étoiles (en

bas à gauche), les galaxies Seyfert 2 (en haut à droite) et les galaxies LINERs (en bas

à droite). La courbe en pointillés correspond à la limite utilisée sur le SDSS

(Kauff-mann et al., 2003a). Les galaxies à formation d’étoiles sont représentées par des ronds

bleus et les galaxies à noyaux actifs par des carrés verts. Les triangles magentas

re-présentent les galaxies avec une classification contradictoire sur les diagrammes (a)

et (b).

pas utilisées dans notre échantillon de galaxies à formation d’étoiles. Notons que la

relation 7.2 a été déplacée de 0,15 dex vers le coin supérieur droit par rapport à la

courbe théorique pour minimiser le nombre de classifications contradictoires (cette

valeur correspond aux incertitudes des modèles). La courbe en pointillés sur la

fi-gure 7.2 représente la limite choisie pour les données du SDSS (Kauffmann et al.,

2003a). Nous avons trouvé que cette limite, qui ne tenait compte que du diagramme

(a), augmentait le nombre de classifications contradictoires.

La séparation entre galaxies Seyfert 2 et LINERs est réalisée par la droite

théo-rique :

log

µ[OIII]

Hβ

¶

= 0,5 (7.3)

Les galaxies LINERs sont situées en dessous de cette limite.

Notre échantillon final de7353galaxies est donc composé de7085(96,4%) galaxies à

formation d’étoiles,113(1,5%) Seyfert 2,20(0,3%) LINERs et135(1,8%) galaxies mixtes

avec une classification contradictroire.

Dans le document Évolution cosmologique des propriétés physiques des galaxies (Page 136-141)