Soutenance mémoire
Les super amas stellaires (SSC) sont des objets intéressants qui méritent d’être étudiés. En fait, ils pourraient être à l’origine des amas globulaires. Ils sont aussi des outils importants si l’on veut sonder le modèle théorique et les conditions physiques qui déclenchent un taux de formation stellaire (SFR) élevé et pour analyser l’effet de l’environnement sur un tel processus. Par conséquent, ils nous donnent des indices sur l’origine et l’évolution de leur galaxie hôtes. Ce projet consiste à étudier le rôle de l’environnement galactique dans la formation et évolution des amas stellaires. Par conséquent, nous nous sommes intéressés aux propriétés photométriques des SSC dans le système Arp 299. En effet, les diagrammes de luminosité et de couleur sont construits pour estimer approximativement l’intervalle de masse et la tranche d’âge des amas stellaires, basée sur les modèles de synthèse de populations stellaires : les modèles Yggdrasil. En outre, la fonction de luminosité des amas stellaires est utilisée pour déduire les propriétés des galaxies dans ce système.
GENERALITES SUR L’EVOLUTION DES GALAXIES
Formation et évolution des galaxies
La connaissance des processus de formation et évolution des galaxies est très importante pour expliquer les propriétés de la cinématique et de la dynamique interne des galaxies dans l’univers. On suppose que les galaxies sont formées à partir de la condensation gravitationnelle de la matière, tandis que l’évolution des galaxies dépende principalement du processus de formation et d’évolution stellaire. En outre, on croit que la fameuse matière noire contribue à la formation des galaxies et joue un rôle important dans la force gravitationnelle qui collecte les matières dans la galaxie.
La séquence de Hubble (Hubble, 1926) nous renseigne sur la relation possible entre la formation de la galaxie et son évolution. Cette séquence propose aussi une transformation morphologique possible des galaxies depuis une structure à une autre. Selon la classification de Hubble, les galaxies peuvent être classifiées en deux catégories principales : elliptique et spirale (normale ou barrée). Les galaxies lenticulaires (SO) représentent une phase de transition entre les elliptiques et les spirales. De plus, les galaxies qui sont indéfinies géométriquement sont classés comme irrégulières. La plupart des galaxies starburst (ou galaxies à sursaut de formation d’étoiles) et celles en interaction sont aussi classifiées comme irrégulières (Sanders & Mirabel, 1996). On remarque que des autres systèmes de classifications des galaxies existent tels que ceux de Wolf (1908), de De Vaucouleurs (1959), et de Morgan (1958, 1959), qui sont basés sur la luminosité surfacique, par exemple.
Formation stellaire dans la galaxie
L’analyse du contenu des galaxies et leur évolution dépendent principalement du processus de formation et d’évolution stellaire. Le SFR est un outil indispensable pour comprendre l’histoire de la formation stellaire des galaxies dans l’univers proche et à haute décalage vers le rouge ou redshift. Cependant, le mode de formation d’étoiles est relativement différent d’un environnement à un autre : quelques galaxies comme les galaxies starburst et les galaxies en interaction présentent des SFR plus intenses que d’autres galaxies. Il existe plusieurs manières d’estimer le SFR dans la galaxie telles que :
— la ligne d’émission d’hydrogène et la radiation Ultraviolette qui sont directement reliées par les jeunes étoiles (ex. Buat et al., 1987 ; Kennicutt, 1998a, Madau et al. 1998)
— la séquence principale. C’est une relation existant entre le taux de formation d’étoiles d’une galaxie et sa masse stellaire. Elle montre que le taux spécifique de formation d’étoiles (sSRF) diminue avec la masse à tout redshift, (sSFR = SFR/Ms tar) (Noeske et al., 2007 ; Pannella et al., 2009).
— la relation de la densité surfacique de gaz ou loi de Schmidt-Kennicutt (SK) (Schmidt, 1959 ; Kennicutt, 1998b) où la formation d’étoiles est reliée à la densité surfacique de gaz par une loi de puissance.
Les effets de l’extinction par les poussières (Calzetti, 2001) rendent l’estimation du SFR plus difficile et incertaine. Ces effets deviennent plus importants dans les galaxies ayant une formation stellaire plus intense (Sargsyan & Weedman, 2009).
Les galaxies starburst
Les galaxies starburst ou galaxies à flambée de formation d’étoiles sont des galaxies qui présentent des formations stellaires très intenses produisant une large quantité d’étoiles et de supernovæ. Ce type de galaxie a été découvert par différentes observations telles que la ligne d’émission ((Terlevic et al. 1991) et l’infrarouge lointain (Soifer et al., 1987). Elles présentent un SRF élevé environ ∼ 0.1−100Mꙩyr⁻¹ (Heckman et al.,1990 ; Sargsyan et Weedman, 2009), avec une activité starburst dans une période d’environ ≲ 0.1Gyr (Rieke et al, 1980, Cutri et al., 1984, Leitherer, 2000). Une grande fraction d’étoiles au sein de ces galaxies forme dans une période très courte, souvent dans le centre de la galaxie, avec un rayon typique de quelques kilo-parsec (Leitherer, 2000). Par exemple, dans M82, la région starburst a une taille environ ∼ 600 pc. (Sparke and Gallagher, 2007). Les galaxies starburst contribuent à approximativement 25% de la formation d’étoiles massives dans l’Univers local, ce qui les rendent un laboratoire efficace pour étudier la formation et l’évolution de ces objets massifs. Les galaxies starburst peuvent plus probablement héberger de nombreux amas stellaires compactes tels qu’on a observé dans M 82 (O’Connell & Mangano 1978 ; Satyapal et al. 1995, 1997 ; de Grijs et al., 2001).
Les galaxies lumineuses en infrarouge
Des observations terrestres et spatiaux (e.g. Kleinmann and Low, 1970a,b ; Infrared Astronomical Satellite IRAS, Beichman et al. 1988) ont confirmé que les galaxies actives (ex. starbursts, noyau active de galaxie, et quasars) tendent à être plus lumineuses en infrarouge que dans d’autres longueurs d’ondes. Par définition, les galaxies lumineuses en infrarouges (LIRGs) sont des galaxies qui ont une luminosité infrarouge (LIR) excessive, avec LIR[8−1000µm] > 10¹¹Lꙩ (Sanders and Mirabel, 1996).
Super amas stellaires
On a connu que la plupart des étoiles sont formées dans l’ environnement d’amas stellaires (Lada & Lada, 2003 ; Clarke et al. 2000). Les jeunes amas stellaires, compacts, lumineux, et massives sont appelés super amas stellaires (SSC). Ils sont dominés par des activités de formations d’étoiles massives (Zepf et al. 1999, Alonso-Herrero et al., 2002). La plupart de ces activités dans le système en interaction comme les LIRGs sont généralement dues à l’abondance de la formation des SSC (AlonsoHerrero et al., 2003 ; Scoville et al., 2000). Les premiers à découvrir les SSC furent Holtzman et. al. (1992). Les SSC sont aussi formés abondamment dans les galaxies en interaction/fusion telles que les Antennae (Whitmore & Schweizer, 1995 ; Zhang & Fall, 1999), même s’ils peuvent aussi se former dans divers environnements galactiques (ex. starburst, isolé, et spirale normale) . Les propriétés des SSC telles que la masse, luminosité, et densité sont très similaires à celles prédites pour les jeunes amas globulaires de même nature que dans la Voie Lactée. En effet, l’étude des SSC nous informe sur les mécanismes de formations des amas globulaires.
Formation d’un amas stellaire
De nombreuses observations ont déjà confirmé que les SSC sont vraisemblablement formés dans les environnements de LIRGs en interaction où se manifeste une formation d’étoiles très intense. Pourtant, la formation et l’évolution des SSC ne sont pas encore bien comprises jusqu’à maintenant. Cependant, quelques conditions physiques sont nécessaires pour former ces amas stellaires massifs et liés : des environnements à pression élevées sont requis pour que le système reste lié gravitationnellement dans un long intervalle de temps (Elmegreen, 2002 ; Boily & Kroupa, 2003 ; Moeckel & Bate, 2010). De plus, des études récentes ont vu que la collision entre les nuages interstellaires est une condition efficace pour déclencher la formation des étoiles massives dans les amas stellaires (e.g. R136, Fukui et al., 2017a ; RCW38, Fukui et al., 2016 ; Sano et al. 2017), avec une densité élevée d’environ ∼ 10²³cm⁻² (e.g. GM 24, Fukui et al., 2017) en augmentant la densité des gaz dans l’environnement locale.
L’ observation des SSC ne sont pas facile si on les observe seulement dans la longueur d’onde visible qui est plus sensible à l’extinction de la poussière. Par conséquent, on préfère d’étudier les propriétés des SSC en s’observant dans le domaine infrarouge (ex. Alonso-Herrero et al., 2000) et radio (Stevens et al., 2002) pour minimiser les effets de l’absorption des poussières.
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Table des matières
INTRODUCTION
Partie I : GENERALITES
Chapitre 1 : GENERALITES SUR L’EVOLUTION DES GALAXIES
1.1 Formation et évolution des galaxies
1.2 Les galaxies starburst
1.3 Les galaxies lumineuses en infrarouge
1.4 Super amas stellaires
1.4.1 Formation d’un amas stellaire
1.4.2 Caractéristiques des SSC
Partie II : METHODOLOGIE
Chapitre 2 : DONNEES ET OBSERVATIONS
2.1 La galaxie hôte
2.2 Les données
2.3 Le modèle Yggdrasil
Chapitre 3 : EXTRACTION DE LA SOURCE ET PHOTOMETRIE
3.1 Détection d’objet
3.2 Photométrie d’ouverture
3.3 Calibration photométrique
3.3.1 Correction d’ouverture
3.3.2 Le point-zéro de la magnitude
3.4 Déduction de la magnitude absolue
Partie III : ANALYSES DES DONNEES
Chapitre 4 : RESULTATS ET DISCUSSIONS
4.1 Diagrammes couleur-couleur et couleur-magnitude
4.2 Distribution spatiale des SSC
4.3 Construction des fonctions de luminosité des amas stellaires
4.3.1 La loi de puissance observée
4.3.2 L’aplatissement du CLF dans la bande U
CONCLUSION
Bibliographie
Annexes
