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Les étoiles
Les étoiles sont les briques élémentaires de l’Univers. De la Terre aux plus grandes structures de l’Univers, la lumière qu’elles produisent constitue le vecteur essentiel grâce auquel nous observons le monde qui nous entoure. Avant de parler des galaxies, ces immenses agglomérations d’étoiles, il est donc essentiel de bien comprendre la physique élémentaire des étoiles.
Propriétés physiques des étoiles
Une étoile est une boule de plasma, au centre de laquelle se produisent des réactions de fusion nucléaire. Ces réactions sont rendues possibles par la forte température (de plusieurs dizaines de millions à plusieurs milliards de degrés) et la haute pression (plusieurs millions d’atmosphères) qui y règnent. Les étoiles sont constituées d’environ 70% d’hydrogène et 30% d’hélium, ainsi que de petites quantités de métaux . Les réactions nucléaires qui se produisent en leur coeur ont pour finalité la fusion de l’hydrogène en hélium, mais elles font aussi intervenir des produits intermédiaires comme le deutérium, le béryllium, ou même le carbone, l’azote et l’oxygène pour les étoiles les plus chaudes. La première propriété physique d’une étoile est sa masse, c’est-à-dire la quantité de gaz qu’elle a accrété au moment de sa formation. C’est la masse d’une étoile qui détermine l’ensemble de ses propriétés physiques par un ensemble de relations faisant appel à des notions physiques relativement simples :
– La température et la pression du coeur de l’étoile sont dues à la pression gravitationnelle excercée par les couches externes, donc à la masse de l’étoile.
– De ces deux paramètres découle directement la quantité d’énergie produite par fusion nucléaire, donc la luminosité de l’étoile car l’essentiel de cette énergie est évacuée sous forme de lumière (une petite partie s’échappe sous forme de neutrinos). En moyenne la relation entre la luminosité L et la masse M d’une étoile s’écrit :
L ∝ M3 (2.1)
– Le rayon de l’étoile est déterminé par l’équilibre entre les forces de pression gravitationelle centripètes et les forces de pression radiative centrifuges. Ces dernières sont produites par la propagation de l’énergie produite au centre vers les couches extérieures. En moyenne la relation entre le rayon R et la masse M d’un étoile s’écrit : R ∝ √M (2.2)
– La température de surface (ou température effective) est reliée à la luminosité et au rayon de l’étoile. Ainsi une étoile plus lumineuse aura une surface plus chaude, mais une étoile plus grosse aura aussi une surface plus froide car la même quantité d’énergie sera d’autant plus diluée.
– La couleur d’une étoile est directement reliée à sa température de surface par la loi du corps noir. Cette loi dit qu’un corps plus chaud, en plus d’être globalement plus lumineux qu’un corps froid, émet l’essentiel de son énergie dans des longueurs d’onde plus courtes donc plus énergétiques.
– Finalement la durée de vie d’une étoile est aussi directement déterminée par sa masse. En effet les réactions de fusion nucléaire consistent à convertir la masse en énergie.
Le diagramme “HR”
À partir des relations entre les paramètres physiques des étoiles énoncées cidessus, il est possible d’établir deux relations simples entre la couleur d’une étoile et ses propriétés :
– Les étoiles bleues sont les étoiles les plus chaudes, les plus lumineuses, les plus grosses, les plus massives, et celles qui ont la plus courte durée de vie. Il s’agit donc nécessairement d’étoiles jeunes.
– Les étoiles rouges sont les étoiles les plus froides, les moins lumineuses, les plus petites, les moins massives, et celles qui ont la plus longue durée de vie. Il s’agit donc plus souvent d’étoiles vieilles.
La séquence principale
Il est aussi possible de résumer toutes les propriétés physiques des étoiles sur un seul diagramme. Le diagramme de Hertzsprung et Russell ou diagramme “HR” est l’outil principal de l’étude des étoiles. Il consiste à positionner les étoiles sur un graphique donnant leur luminosité en fonction de leur température .
Traditionnellement, l’axe des températures est gradué en sens inverse : les étoiles chaudes sont à gauche et les froides à droite. La température peut être mesurée très facilement grâce à la loi de Wien. Notons enfin que la mesure de la luminosité d’une étoile suppose de connaître sa distance car la quantité de lumière reçue décroît avec le carré de cette dernière. Il existe plusieurs méthodes pour mesurer la distance des étoiles que nous ne détaillerons pas ici. Historiquement le diagramme HR était réalisé sans faire de mesure de distance, il reliait la classe de luminosité (I, II, III, IV, V) à la classe spectrale (des plus chaudes aux plus froides : O, B, A, F, G, K, M) des étoiles. Ces deux paramètres étaient déterminés directement à partir du spectre des étoiles , grâce respectivement à la largeur des raies d’absorption puis au nombre et à l’intensité de ces dernières.
Les géantes rouges
Dans une galaxie normale, constituée d’étoiles d’âges divers, environ 80% des étoiles appartiennent à la séquence principale. Cette observation n’est que la conséquence statistique du fait que chaque étoile passe environ 80% de sa vie dans la séquence principale. Lorsque tout l’hydrogène disponible au coeur de l’étoile a été transformé en hélium, celle-ci entre dans une nouvelle phase où les relations décrites dans la section 2.1.1 ne s’appliquent plus (à l’exception de la loi universelle du corps noir). Durant cette nouvelle phase, le coeur d’hélium se contracte en libérant une grande quantité d’énergie gravitationnelle et de nouvelles réactions de fusion de l’hydrogène s’amorcent sur les couches périphériques.
Cet apport en énergie a pour conséquence une dilatation des couches externes. L’étoile devient une géante et, en conséquence, sa luminosité augmente et sa température de surface diminue, d’où sa couleur rouge. Les géantes rouges sont donc situées dans le coin supérieur droit du diagramme HR (voir la figure 2.2). Notons que les géantes rouges se subdivisent en plusieurs catégories en fonction des réactions nucléaires qui se produisent en leur coeur et de leur position sur le diagramme HR. Une géante rouge au coeur de laquelle l’hélium est transformé en carbone appartient à la “branche horizontale”. Puis, si l’étoile est suffisamment massive, la fusion des éléments plus lourds que l’hélium s’amorce successivement. Elle passe alors dans la “branche asymptotique des géantes”. Les étoiles de la “branche asymptotique des géantes” posent actuellement certains problèmes pour leur modélisation. Cela peut s’avérer crucial pour l’étude de certaines galaxies d’âge intermédiaire dont la lumière est dominée par ces géantes rouges très lumineuses (Charlot et al., 1996; Yi, 2003; Maraston, 2005).
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Table des matières
1 Introduction générale
I Problématique scientifique
2 Galaxies et populations d’étoiles
2.1 Les étoiles
2.1.1 Propriétés physiques des étoiles
2.1.2 Le diagramme “HR”
2.2 Les galaxies
2.2.1 Le gaz interstellaire
2.2.2 Propriétés physiques et types morphologiques
2.3 La synthèse de populations d’étoiles
2.3.1 Les fonctions de synthèse de population
2.3.2 Le problème inverse
3 Observer les propriétés spectrophotométriques des galaxies
3.1 La photométrie
3.1.1 Principe
3.1.2 La “Répartition Spectrale d’Énergie”
3.2 La spectroscopie
3.2.1 Principe
3.2.2 Les signatures spectrales
3.3 L’étude spectrophotométrique
3.3.1 Le “décalage spectral” (ou “redshift”)
3.3.2 Calcul d’une luminosité absolue
3.3.3 Autres propriétés spectrophotométriques
4 Étudier la formation et l’évolution des galaxies
4.1 Les modèles de formation et d’évolution des galaxies
4.1.1 L’assemblage de la masse stellaire
4.1.2 Le modèle hiérarchique
4.2 Les outils statistiques
4.2.1 Fonction de sélection et complétude
4.2.2 Les relations d’échelles
II Données et outils
5 Observations
5.1 L’Univers local
5.1.1 Le grand relevé “2dFGRS”
5.1.2 Le grand relevé “SDSS”
5.2 L’Univers distant
5.2.1 L’échantillon “LCL05”
5.2.2 Le grand relevé “VVDS”
6 Outils d’analyse pour les grands échantillons
6.1 Mesure automatique des signatures spectrales
6.1.1 Adaptation du logiciel “platefit”
6.1.2 Contrôle des résultats
6.2 Détermination des propriétés physiques des galaxies à partir de la composante stellaire
6.2.1 L’optimisation “bayésienne”
6.2.2 Estimation des paramètres
III Analyse des résultats
7 L’Univers local
7.1 Classification spectrale
7.1.1 Sélection de l’échantillon
7.1.2 Nouvelles calibrations
7.2 La relation luminosité-métallicité
7.2.1 Métallicités
7.2.2 Résultats
7.3 Le taux de formation d’étoiles
7.3.1 Calibrations du taux de formation d’étoiles
7.3.2 Dépendance en fonction de la métallicité du gaz
8 L’Univers distant
8.1 La relation luminosité-métallicité à décalage spectral intermédiaire
8.1.1 Analyse préliminaire des données
8.1.2 Résultats
8.2 Évolution de la relation masse-métallicité
8.2.1 Sélection de l’échantillon
8.2.2 La relation masse-métallicité
9 Conclusions et perspectives
Bibliographie
