Populations stellaires de galaxies

Les étoiles d'une galaxie peuvent être décrites en termes de populations stellaires, caractérisées chacune par son âge, sa composition chimique, sa distribution spatiale et sa cinématique. En étudiant les populations stellaires, nous cherchons à contraindre l'histoire d'évolution des galaxies.

• Les âges des populations stellaires indiquent à quelles époques passées l'activité de formation de nouvelles étoiles a été particulièrement intense, et il convient alors de comprendre les raisons d'une telle activité.
• La composition chimique d'une population stellaire renseigne sur l'abondance des divers éléments du tableau périodique dans le gaz à partir duquel ces étoiles se sont formées. Ces abondances, en perpétuelle évolution, résultent de la nucléosynthèse dans les coeurs des générations successives d'étoiles puis de la dispersion des éléments chimiques nouveaux par les supernovae et les vents. Elles sont aussi modifiées si la galaxie absorbe un nuage de gaz intergalactique ou une galaxie satellite. L'histoire de formation d'étoiles proposée doit rendre compte de cette évolution chimique.
• La cinématique d'une population stellaire est la distribution des vitesses des étoiles qui la constituent. Elle est souvent liée à leur répartition dans l'espace : ainsi par exemple, un mouvement d'ensemble circulaire domine dans les disques minces des galaxies spirales alors que des vitesses très dispersées caractérisent les populations des bulbes, des halos ou des amas globulaires. Des courants d'étoiles peuvent être le résidu d'absorption de galaxies satellites. De façon générale, les collisions entre galaxies ont un impact important sur la cinématique, comme sur la formation d'étoiles. De nouveau, les modèles envisagés doivent rendre compte de ces propriétés.

Dans les galaxies proches, les étoiles peuvent être observées individuellement et l'accès aux propriétés des populations stellaires est alors relativement direct, quoiqu'il nécessite un très grand nombre d'observations stellaires. (Voir Le Groupe Local ).

Pour les galaxies plus distantes, seul le spectre intégré est disponible, résultat de la superposition des émissions des diverses populations stellaires coexistantes. Les méthodes d'investigation développées dans l'équipe incluent:

• La synthèse de populations, c'est-à-dire la prédiction (par simulation numérique) de populations stellaires et de leur spectre intégré en fonction du scénario envisagé pour représenter l'histoire galactique.

  

  Exemple de spectre intégré de population stellaire obtenu avec PEGASE-HR, pour une métallicité solaire. La normalisation est arbitraire. L'âge de la population croît du haut vers le bas: le spectre rougit, les raies de l'hydrogène faiblissent et les raies métalliques s'approfondissennt.

• L'inversion des spectres intégrés observés, c'est-à-dire leur décomposition optimale en contributions de populations stellaires individuelles.

  

  Exemple d'ajustement de spectre intégré de population stellaire par des modèes synthétiques. Noir: spectre de l'amas stellaire nucléaire de NGC300. Rouge: Ajustement par des modèles PEGASE-HR. Vert: recalibration en flux. La qualité des données et de l'ajustement permet de contraindre l'âge de cet amas à environ 2 milliards d'années.

Les objets de prédilection des membres de l'équipe sont :

• Les galaxies "starburst" (sursauts de formation d'étoiles)
• Les galaxies en interaction entre elles ou avec leur environnement
• Les amas stellaires
• Les halos et disques des galaxies spirales