Soutenance mémoire
En 1926, Hubble (1926) observa un échantillon de 400 galaxies dans le visible et nota des caractéristiques morphologiques communes. Il les regroupa en trois grandes catégories : les galaxies elliptiques, les galaxies spirales et les galaxies irrégulières. Le succès de cette classification réside dans le fait que d’autres grandeurs physiques soient corrélées au type morphologique (Roberts et Haynes, 1994). Ainsi par exemple les galaxies spirales sont plutôt bleues car constituées d’étoiles jeunes alors que les étoiles plus vieilles dans le elliptiques leur confèrent une couleur plus rouge. Les recherches sur les galaxies ont alors visé à comprendre comment celles-ci se formaient et évoluaient pour aboutir à la séquence de Hubble des galaxies de l’Univers local. La mise en service du télescope spatial Hubble (le HST) dans les années 90 a permis de s’affranchir des effets de la turbulence atmosphérique et ainsi de résoudre spatialement les galaxies distantes. En parallèle, le pouvoir collecteur de la nouvelle génération de télescopes de la classe des 8-10m a permis le suivi des galaxies de plus en plus faibles et de plus en plus lointaines. La combinaison de l’imagerie obtenue par le HST pour l’information morphologique et de la spectroscopie systématique de ces objets pour l’information dynamique et chimique s’est avérée être un outil indispensable pour notre compréhension de l’Univers.
Les galaxies à faible brillance de surface
Découverte et propriétés des galaxies LSB
Historique
Dés 1936, Hubble avait noté que les galaxies intrinsèquement faibles étaient visibles à des distances beaucoup plus petites que les galaxies brillantes (Hubble, 1936). Plus tard, Zwicky (1957) émit déjà l’hypothèse que le ciel nocturne induisait des limites sur le type de galaxies que l’on était capable de détecter. Arp (1965) montra que la plupart des galaxies étudiées jusqu’alors occupaient une bande étroite dans le diagramme luminosité-diamètre, impliquant des brillances de surface pratiquement identiques. Cette conclusion a été quantifiée par Freeman (1970), qui étudia la distribution en brillance de surface centrale dans le filtre bleu de Johnson d’un échantillon de 36 galaxies à disques (spirales et lenticulaires) et établit que leur disque avait une brillance de surface centrale dans l’intervalle µ0(B)= 21, 65 ± 0, 3 mag.arcsec⁻² . Le fait que toutes les galaxies à disque puissent avoir la même brillance de surface n’était pas sans conséquence sur les théories de formation et d’évolution des galaxies, puisque cela aurait supposé qu’elles aient toutes la même densité surfacique de gaz et que leur formation stellaire, leur moment angulaire et leur masse menaient tous ensemble à produire une même brillance de surface pour toutes les galaxies. Disney (1976) s’intéressa aux effets de sélection dans les relevés de galaxies et expliqua ainsi la forme étroite de la distribution de Freeman, concluant que la vision que l’on pouvait avoir de l’Univers à l’époque était biaisée vers les galaxies les plus brillantes du fait de l’effet de sélection produit par la brillance de surface du ciel nocturne. Il s’ensuivit alors une réelle chasse aux galaxies à faible brillance de surface (Low Surface Brightness galaxies, d’où le terme de galaxies LSB), qui furent alors définies comme les galaxies dont la brillance de surface centrale du disque était plus faible que celle du ciel nocturne, en opposition aux autres galaxies, dites HSB (High Surface Brightness). Le ré-examen des plaques photographiques révéla alors de nombreuses galaxies jusque là oubliées, et la découverte fortuite en 1987 de la galaxie LSB géante Malin 1 (Bothun et al., 1987) amena la communauté scientifique à s’intéresser largement à ces galaxies. McGaugh et al. (1995a) mirent effectivement en évidence la sévérité des effets de sélection, et l’absence par conséquent d’échantillons entièrement représentatifs de la population de galaxies locales. la densité numérique de galaxies en fonction de la brillance de surface centrale de leurs disques dans le bleu, calculée dans le cadre de plusieurs études et comparées entre elles (McGaugh et al. 1995a ; O’Neil et Bothun 2000 ; Haberzettl et al. 2007a). Par exemple, McGaugh et al. (1995a) ont ainsi suggéré que la densité numérique de galaxies telles que µ0(B) < 23 mag.arcsec⁻² est de l’ordre de 10⁵ fois plus élevée que la valeur trouvée par Freeman. Il est cependant important de souligner que, si ces études soulèvent un problème potentiel quant à la complétude des relevés de galaxies, elles ne maîtrisent elles-mêmes pas les biais de sélection introduits par la manière dont sont sélectionnées les galaxies, puisque celles-ci ne sont pas sélectionnées en masse. Par exemple, si les galaxies sélectionnées telles que µ0(B) < 23 mag.arcsec⁻² sont majoritairement des galaxies de faible masse stellaire et que les galaxies HSB qui suivent la distribution de Freeman sont, elles, massives, alors la comparaison effectuée perd son sens.
Ces découvertes ont motivé de nouveaux relevés consacrés entièrement à la recherche de galaxies à faible brillance de surface, d’abord par leur recherche dans les catalogues existants, notamment UGC (Nilson, 1973) et ESO-LV (Lauberts et Valentijn, 1989) et par l’examen des plaques photographiques avec la mise en œvre d’algorithmes optimisés pour la recherche de sources faibles (Schombert et Bothun 1988 ; Schombert et al. 1992 ; Impey et al. 1996 ; Morshidi Esslinger et al. 1999). Vinrent ensuite les relevés CCD qui ont permis une meilleure sensibilité (O’Neil et al. 1997 ; Dalcanton et al. 1997 ; Brown et al. 2001). Des recherches de galaxies LSB naines dans les amas ont également été entreprises (Impey et al. 1988 ; Bothun et al. 1991 ; Schombert et al. 1997 ; Sabatini et al. 2003). Tous ces relevés ont permis la constitution d’échantillons de galaxies LSB locales, qui ont constitué la base de la plupart des études ultérieures sur leur composition stellaire et leur formation stellaire (McGaugh et Bothun 1994 ; de Blok et van der Hulst 1998a ; de Blok et van der Hulst 1998b ; van den Hoek et al. 2000), leur morphologie (McGaugh et al., 1995b), leur distribution spatiale et leur densité numérique (Mo et al. 1994 ; Dalcanton et al. 1997 ; O’Neil et Bothun 2000). De nombreuses observations en HI ont également mené à l’étude de leur rapport masse sur luminosité et leur rapport à la relation de Tully-Fisher (Sprayberry et al. 1995a ; Zwaan et al. 1995 ; O’Neil et al. 2000 ; Chung et al. 2002) ainsi qu’à l’étude de leur courbe de rotation (McGaugh et al. 2001 ; de Blok et Bosma 2002 ; de Blok 2005).
L’avènement des grands relevés modernes a permis de collecter un nombre considérable de données observationnelles de haute qualité qui furent mises à profit pour l’étude des propriétés photométriques et spectroscopiques des galaxies LSB dans plusieurs domaines de longueurs d’onde. Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS, Stoughton et al. 2002) a permis, par la constitution de grands échantillons de galaxies LSB, l’étude de leurs propriétés statistiques (Zhong et al. 2008 ; Zhong et al. 2012) et de leur environnement à grande échelle (Rosenbaum et al. 2009 ; Galaz et al. 2011), ainsi que d’autres études sur leur métallicité (Liang et al., 2010) et sur leurs AGN (Mei et al., 2009). Le relevé 2MASS a permis la recherche de galaxies LSB dans l’IR (Monnier Ragaigne et al. 2003b ; Monnier Ragaigne et al. 2003a) et l’étude des populations stellaires (Zhong et al., 2008). Des études de galaxies LSB locales et en particulier l’étude de leur formation stellaire ont été approfondies également grâce à des observations spatiales avec GALEX (Boissier et al., 2008) et Spitzer (Hinz et al. 2007 ; Schombert et McGaugh 2014). Enfin on peut noter quelques tentatives de détection de galaxies LSB dans l’imagerie des champs cosmologiques par le télescope spatial Hubble (Wolfe et Chen 2006 ; Haberzettl et al. 2007b).
Propriétés
On peut globalement distinguer deux populations de galaxies LSB :
• les galaxies naines et irrégulières qui forment la majeure partie des galaxies LSB, et qui ont été détectées et étudiées surtout dans les amas ;
• les galaxies LSB à disque, dont les plus grandes sont les galaxies LSB géantes qui font partie des plus grandes spirales de l’Univers. Ces galaxies LSB ne sont pas aussi courantes que les galaxies LSB naines. Il s’agit de galaxies spirales de type tardif (Sc ou Sd, selon la séquence de Hubble) (voir par exemple McGaugh et al. 1995b). Leur faible métallicité (McGaugh et Bothun 1994 ; Galaz et al. 2006 ; Liang et al. 2010), leur faible densité surfacique de gaz (Mo et al. 1994 ; Gerritsen et de Blok 1999 ;van den Hoek et al. 2000) au dessous du seuil de Kennicutt (Kennicutt, 1989) pour la formation de nuages moléculaires dans lesquels naissent les étoiles, et leur faible taux de formation stellaire (van der Hulst et al. 1993 ; Pickering et al. 1997) témoignent en faveur de systèmes peu évolués ayant connu une évolution plus tardive que les galaxies normales (HSB). Elles semblent par ailleurs se former dans des environnements moins denses (Mo et al. 1994 ; Rosenbaum et al. 2009 ; Galaz et al. 2011). Enfin, leurs courbes de rotation extrêmement plates jusqu’à des grands rayons (e.g. de Blok 2005) indiquent qu’elles sont dominées par la matière noire.
Plusieurs scénarios tentent d’expliquer leur faible évolution, résultant en ces propriétés observées. Si les galaxies LSB ont peu de galaxies voisines à des échelles intermédiaires, l’absence de déclencheur gravitationnel est alors capable de maintenir le gaz dans un état stationnaire, c’està-dire sans turbulence ni perturbation de densité, ces dernières étant la cause de l’effondrement du gaz initiant la formation stellaire. Cette hypothèse s’accorde bien avec les théories selon lesquelles les galaxies se forment et évoluent sous l’impulsion de déclencheurs gravitationnels (interactions et effets de marée). Ce scénario se trouve corroboré par l’étude des couleurs des galaxies LSB : elles se révèlent être bleues (Romanishin et al. 1983 ; McGaugh et Bothun 1994), signe d’une population stellaire en moyenne plus jeune que dans les HSB, laissant penser que leur formation stellaire aurait débuté plus tardivement que dans les disques HSB. Une autre hypothèse plausible a été proposée grâce aux simulations de formation de disques de galaxies dans les halos de matière noire (Dalcanton et al. 1997 ; Boissier et al. 2003 ; Alard 2011). Dans ce scénario, les halos de matière noire des disques de LSB auraient des paramètres de spin plus élevés que ceux des halos dans lesquels se forment les disques des spirales HSB, ce paramètre de spin décrivant en fait la manière dont le moment angulaire du halo est transféré au disque. Le disque résultant aurait alors un moment angulaire plus élevé, impliquant une distribution de la quantité totale de gaz sur des plus grands rayons. Ceci expliquerait la faible densité surfacique de gaz observée, ainsi que les grands rapports M/L (Sprayberry et al., 1995a). Savoir si le phénomène de faible brillance de surface est dû à la nature des halos de matière noire ou à la densité de l’environnement dans lequel ces galaxies se forment est toujours en question.
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Table des matières
Introduction générale
1 Les galaxies à faible brillance de surface
1.1 Découverte et propriétés des galaxies LSB
1.1.1 Historique
1.1.2 Propriétés
1.1.3 Les galaxies LSB géantes
1.2 Définition et méthodes de sélection dans l’Univers local
1.2.1 Définition sur le critère de la brillance de surface centrale
1.2.2 Correction de l’extinction et inclinaison
1.3 Vers une étude à plus grand décalage spectral
1.3.1 Recherche des galaxies à faible brillance de surface dans le HUDF
1.3.2 Nouveau critère de sélection des galaxies LSB en bande rouge
1.3.3 Conclusion et méthodologie
Bibliographie
2 Morphologie des galaxies
2.1 La séquence de Hubble des galaxies locales
2.2 Les méthodes de classifications morphologiques
2.2.1 Classification visuelle
2.2.2 Classifications paramétriques
2.2.3 Classifications non paramétriques
2.3 L’information de couleur
2.4 Le choix des données
2.4.1 La bande spectrale
2.4.2 La profondeur
2.4.3 La résolution
2.4.4 Taille des échantillons et représentativité
Bibliographie
3 Méthode adoptée pour l’étude de l’évolution morphologique des galaxies
3.1 Sélection des échantillons de galaxies locales et distantes
3.1.1 Echantillon de galaxies de l’Univers local
3.1.2 Echantillon de galaxies de l’Univers distant
3.2 Analyse et classification morphologique des échantillons
3.2.1 Construction des cartes et images couleurs
3.2.2 Détermination des rayons de demi-lumière
3.2.3 Analyse des profils de lumière
3.2.4 Arbre de décision
Bibliographie
4 Evolution des galaxies sub-M* durant les 5 derniers milliards d’années
Conclusion générale
