Academic literature on the topic 'Galaxie : structure'

La formation et l'évolution du disque épais de la Voie Lactée restent controversées. Nous avons utilisé un modèle de synthèse de la population de la Galaxie, le Modèle de la Galaxie de Besançon (Robin et al., 2003), qui peut être utilisé pour l'interprétation des données, étudier la structure galactique et tester différents scénarios de formation et évolution Galactique. Nous avons examiné ces questions en étudiant la forme et la distribution de métallicité du disque mince et du disque épais en utilisant l'approche de synthèse de la population. Nous avons imposé sur des simulations les erreurs d'observation et les biais afin de les rendre directement comparables aux observations. Nous avons corrigé les magnitudes et les couleurs des étoiles de la simulation, en utilisant un modèle d'extinction. Les modèles d'extinction disponibles ne reproduisent pas toujours la quantité exacte d'extinction le long de la ligne de visée. Un programme a été développé pour corriger la distribution de l'extinction en fonction de la distance le long de ces lignes. Les extinctions correctes ont ensuite été appliquées sur les simulations du modèle. Nous avons étudié la forme du disque mince en utilisant des données photométriques aux basses latitudes du sondage SDSS-SEGUE. Nous avons comparé qualitativement et quantitativement les observations et les simulations et nous avons essayé de contraindre la fonction de masse initiale. En utilisant la spectroscopie du relevé SEGUE, nous avons sélectionné les étoiles du turn-off de la séquence principale (MSTO) (Cheng et al 2012) et des géantes K pour étudier la distribution de métallicité du disque mince et du disque épais. Nous avons calculé une estimation de distance pour chaque étoile à partir de la relation entre les températures effectives et magnitudes absolues pour les catalogues observés et simulés. Ces deux catalogues ont les mêmes biais sur les distances, elles sont donc comparables. Nous avons développé un outil basé sur une méthode MCMC-ABC pour déterminer la distribution de la métallicité et étudier les corrélations entre les paramètres ajustés. Nous avons confirmé la présence d'un gradient de métallicité radiale de -0.079 ± 0.015 dex kpc−1 pour le disque mince. Nous avons obtenu une métallicité du disque épais au voisinage solaire de -0.47 ± 0.03 dex, compatible avec les résultats obtenus par les études précédentes. De plus, le disque épais ne montre pas de gradient, mais les données sont compatibles avec un gradient positif intérieur suivi d'un négatif extérieur. Nous avons ensuite appliqué les outils développés au relevé spectroscopique Gaia-ESO et calculé la distribution de métallicité des étoiles F/G/K dans le disque mince et épais en supposant une formation en deux époques du disque épais de la Voie Lactée. Nous avons obtenu une métallicité locale dans le disque épais de -0.23 ± 0.04 dex légèrement plus élevée que celle obtenue avec SEGUE mais en accord avec Adibekyan et al. (2013) et un gradient de métallicité radiale du disque épais en accord avec notre analyse précédente des données de SEGUE et la littérature. La métallicité locale est en accord avec la littérature au niveau de 3σ mais parce que les données GES sont préliminaires, une analyse plus approfondie avec plus de données et de meilleurs calibrations doit être faite. L'existence d'un gradient plat dans le disque épais peut être une conséquence d'une formation à partir d’un gaz turbulent et bien homogène, ou bien un fort mélange radial a brassé après coup les étoiles<br>The formation and evolution of the thick disc of the Milky Way remain controversial. We made use of a population synthesis model of the Galaxy, the Besançon Galaxy Model (Robin et al. 2003), which can be used for data interpretation, study the Galactic structure and test different scenarios of Galaxy formation and evolution. We examined these questions by studying the shape and the metallicity distribution of the thin and thick disc using the population synthesis approach. We imposed on simulations observational errors and biases to make them directly comparable to observations. We corrected magnitudes and colors of stars, from the simulation, using an extinction model. The available extinction models do not always reproduce the exact quantity of extinction along the line of sight. A code to correct the distribution of extinction in distance along these lines have been developed and the corrected extinctions have been applied on model simulations. We studied the shape of the thin disc using photometric data at low latitudes from the SDSS-SEGUE survey. We compared qualitatively and quantitatively observations and simulations and try to constrain the Initial Mass Function. Using the spectroscopic survey SEGUE we selected Main Sequence Turnoff (MSTO) stars (Cheng et al 2012) and K giants to study the metallicity distribution of the thin and thick discs. We computed a distance for each star from the relation between effective temperatures and absolute magnitudes for the observed and simulated catalogs. These two catalogues have the same biases in distances, therefore are comparable. We developed a tool based on a MCMC-ABC method to determine the metallicity distribution and study the correlations between the fitted parameters. We confirmed a radial metallicity gradient of -0.079 ± 0.015 dex kpc−1 for the thin disc. We obtained a solar neighborhood metallicity of the thick disc of -0.47 ± 0.03 dex similar to previous studies and the thick disc shows no gradient but the data are compatible with an inner positive gradient followed by a outer negative one. Furthermore, we have applied the developed tools to the Gaia-ESO spectroscopic survey and computed the metallicity distribution of F/G/K stars in the thin and thick disc assuming a two epoch formation for the thick disc of the Milky Way. We obtained a local metallicity in the thick disc of -0.23 ± 0.04 dex slightly higher than the one obtained with SEGUE but in agreement with Adibekyan et al. (2013) and a radial metallicity gradient for the thick disc in agreement with our previous analysis of SEGUE data and the literature. The local metallicity is in fair agreement with literature at the 3σ level but because the GES data is an internal release under testing further analysis with more data and better calibrations have to be done. The existence of a flat gradient in the thick disc can be a consequence of an early formation from a highly turbulent homogeneous well mixed gas, unless it has suffered heavy radial mixing later on

This study focuses on the spatial distribution of the M31 satellite system. A new Bayesian technique for determining object distances from the Tip of their Red Giant Branch is developed and used to obtain distance probability distributions for M31and 27 of its satellite galaxies. These distances are then used to calculate the satellite positions in three dimensions. Subsequent analysis of the resulting spatial distribution reveals striking inhomogeneity, with roughly half of the satellites confined to a curiously oriented thin disk. The distribution is also markedly asymmetric, with the majority of satellites lying on the Milky Way side of M31.

Cette thèse a pour but la recherche et l’étude des structures stellaires résultant de l’accrétion de galaxies naines par notre Voie Lactée ou la galaxie d’Andromède (M31). En effet, les théories actuelles sur la formation des halos de galaxies indiquent qu’ils pourraient se construire avec le temps par l’absorption successive de petites structures galactiques. Dans la théorie LCDM actuellement privilégiée, plusieurs centaines de ces fragments proto-galactiques sont nécessaires pour former le halo d’une grosse galaxie comme la Voie Lactée ou M31. Les importantes forces de marée misent en jeu détruisent ces structures et produisent des courants d’étoiles et de matière noire le long de leur orbite. Bien que l’étude de ces structures est nécessaire pour comprendre la formation des galaxies, seuls les courants les plus massifs ont jusqu’à présent été étudiés : celui qui est produit par l’accrétion de la galaxie naine du Sagittaire autour de notre Galaxie et un courant géant qui s’étend sur plus de 100 kiloparsecs dans le halo de la galaxie d’Andromède. Afin de comprendre la formation du Groupe Local et la répartition de la matière noire dans les halos, il est primordial de détecter et de quantifier les courants d’accrétions plus anciens ou provenant de plus petits satellites. La publication de catalogues d’étoiles couvrant une part importante du ciel (2MASS, DENIS, SDSS) est une étape importante dans cette recherche car ils permettent de sonder et d’étudier en détail le halo et les régions extérieures du disque Galactique. En particulier, notre connaissance des parties extérieures des disques galactiques a été grandement modifiée par la découverte de nombreuses structures stellaires qui semblent être les restes de galaxies naines accrétées sur la Voie Lactée. Des structures similaires ont aussi été mises en évidence autour de la galaxie d’Andromède et pourraient indiquer un comportement général des galaxies spirales. Sur les bords de la Voie Lactée, la plus évidente de ces structures est l’Anneau de la Licorne, une structure stellaire qui semblent entourer le disque Galactique. La première partie de cette thèse se concentre sur la recherche du progéniteur de cet Anneau. A partir du catalogue stellaire 2MASS qui couvre tout le ciel dans l’infra-rouge proche, j’ai tracé la distribution des étoiles de la branche des géantes et des étoiles du Red Clump et ai révélé la présence d’une importante surdensité d’étoiles dans la constellation de Canis Major. Cette surdensité, restée jusqu’à présent cachée dans la poussière et la forte densité d’étoiles du disque Galactique, se situe au bord du disque, à environ un kiloparsec sous le plan Galactique. De forme elliptique, elle a une faible épaisseur et contient majoritairement une population stellaire d’ âge intermédiaire à ancien. Afin d’obtenir une meilleure compréhension de cette structure, je présente des données spectroscopiques de ses étoiles, obtenues à partir de trois instruments différents : un échantillon de près de 2 000 spectres observés avec le 2-degree Field sur l’Anglo-Australian Telescope dont la réduction a nécessité que je mette en place un nouveau protocole de réduction ; près de 1 000 spectres haute résolution observés avec l’instrument FLAMES monté sur le Very Large Telescope ; et plus de 600 spectres observés avec le nouvel instrument AAOMEGA, remplaçant du 2-degree Field. Ce dernier jeu de données représente les premières observations scientifiques obtenues avec cet instrument et, par comparaison avec les données FLAMES, je montre son très bon comportement. La comparaison de l’ensemble de ces données avec des modèles de la Voie Lactée montre que la surdensité de Canis Major ne peut être expliquée par notre connaissance actuelle de la morphologie de la Galaxie. J’en conclus que cette structure pourrait être les restes d’une accrétion dans le plan Galactique, potentiellement à l’origine de l’Anneau de la Licorne. Les étoiles de la surdensité suivent une orbite qui pourrait être compatible avec une telle accrétion et, par l’intermédiaire de simulations numériques, je montre en outre qu’un tel phénomène reproduit naturellement l’Anneau de la Licorne. Les vitesses radiales observées ne sont cependant pas incompatibles avec celles du disque Galactique et la structure pourrait aussi être une sous-structure du disque. L’analyse de plusieurs jeux de données me permet par ailleurs de révéler la présence de l’Anneau de la Licorne derrière la surdensité de Canis Major, devant la galaxie naine de Carina et devant la galaxie d’Andromède. L’ensemble de ces nouvelles détections permet de contraindre l’orbite du progéniteur de l’Anneau sur presque tout les deuxième et troisième quadrants Galactiques. Mes simulations indiquent que l’Anneau n’est pas une structure homogène mais doit être produit par la superposition sur le ciel des courants de marée d’une même accrétion, enroulés plusieurs fois autour de la Voie Lactée. Dans la deuxième partie de cette thèse, j’étudie le halo de la galaxie d’Andromède afin d’y quantifier les structures stellaires. En effet, une des difficultés majeures que rencontrent les modèles de formation galactique est leur surproduction, d’un facteur dix à cent par rapport aux observations, de satellites autour des galaxies telles la Voie Lactée ou la galaxie d’Andromède. Il est donc primordial de s’assurer que ces satellites, invisibles dans les observations effectuées jusqu’alors ne sont pas en fait fortement dominés par la matière noire et, de ce fait, très peu lumineux. Pour cette étude, j’utilise des données de la caméra grand champ Mega- Cam, montée sur le Télescope Canada-France-Hawaï. Le catalogue obtenu couvre un quart du halo de M31, d’une distance projetée de 50 à 150 kiloparsecs de celle-ci et il permet de suivre trois magnitudes de la branche des géantes de populations stellaires à cette distance. A partir de cet impressionnant relevé, je montre l’existence de seulement trois galaxies naines faiblement lumineuses dans cette partie du halo de la galaxie d’Andromède. La proximité de ces trois satellites et leur grande similitude pourraient par ailleurs indiquer qu’ils ont été amenés dans le halo de M31 par le même mécanisme. Une recherche automatique de sous-structures plus diffuses indique la présence d’une quinzaine de satellites potentiels qui pourraient donc résoudre le problème des satellites manquants s’ils sont confirmés par des observations plus profondes. Enfin, je montre que le halo extérieur de M31 présente aussi des signes d’accrétions passées. Le relevé me permet de mieux caractériser le courant de marée géant déjà mis en évidence. Je montre qu’il contient une population stellaire riche en métaux concentrée dans ses parties centrales, typique de l’accrétion d’une petite galaxie disque. Je mets par ailleurs en évidence plusieurs structures stellaires visibles jusqu’aux parties extérieures du halo de M31 et qui semblent être des courants d’accrétion diffus. L’ensemble de ces travaux montre que les halos de la Voie Lactée et de la galaxie d’Andromède sont, encore à notre époque, profondément influencés par les accrétions de galaxies satellites qui les peuplent de courants stellaires. L’étude de ces courants stellaires est donc primordiale pour comprendre l’histoire de la formation des galaxies.

Modelling galaxy formation in a cosmological context is challenging due to many physical processes and a wide range of scales involved. It is then convenient to address the problem by means of numerical techniques. Cosmological simulations are still orders of magnitude away from capturing directly the spatial scales where stars actually form. The treatment of the interstellar medium, with multiple gas phases co-existing at very different densities and temperatures, needs to be included in simulations in the form of sub-resolution effective models. In Murante et al. (2015), cosmological simulations of individual disk galaxies, carried out with GADGET-3 (Springel, 2005), are presented including the sub-resolution model MUlti-Phase Particle Integrator (MUPPI). Late-type galaxies are obtained with properties in broad agreement with observations (disk size, mass, surface density, rotation velocity, gas fraction) and also with results shown by other groups. During my PhD project, the properties of the bars in simulated galaxies are quantified and presented in Goz et al. (2015). Morphology, kinematic and radial streaming motions are in agreement with observations of local Universe (Seidel et al., 2015). In the GA galaxy, Fourier analysis of the surface density of the disk reveals that bar length and strength are remarkably independent of resolution. In the GA simulations, the onset of bar instability is found to take place when the disk is Toomre-unstable due to accumulation of mass in the disk. The complex task to calculate the emerging spectral energy distribution of a simulated galaxy, treating the reprocessing of light emitted by stars by means of dusty ISM, has been faced using the post-processing code GRASIL-3D (Dominguez-Tenreiro et al., 2014). During my PhD, GRASIL-3D has been interfaced with the outputs of the simulation and modified to better manage the quantities provided by the MUPPI algorithm. In this Thesis, results of a sample of simulated galaxies at z = 0 are shown, extracted from one large volume simulation presented by Barai et al. (2015), in which feedback and star formation are modelled by MUPPI. In broad agreement with observations of the local Universe, simulated galaxies reproduce the gas mass scaling, the main sequence, the relation between the gas-phase metallicity and stellar mass. Infrared predicted spectra, binned by stellar mass, gas metallicity, SFR and morphology, are remarkably in agreement with the available Herschel Reference Survey (Ciesla et al., 2014) templates calibrated with observations on nearby galaxies. H2 and HD are effective in cooling primordial gas below the temperature of ∼10^4 K, but usually the non-equilibrium radiative rates are only approximate in simulations, typically either assuming collisional ionization equilibrium or ignoring metal-line cooling altogether, rather than computing them explicitly. Maio et al. (2007) have extended a previous non-equilibrium calculations of Yoshida et al. (2003) in order to include in the numerical code GADGET a detailed chemical network and to follow the formation/destruction of a wide range of species, both with primordial and metal-enriched gas. During my PhD project, the chemical network, presented by Maio et al. (2007), has been extended to take into account the H2 formation onto dust grains and its UV-photodissociation. Then, the modified chemical network has been coupled in two different preliminary forms with the MUPPI algorithm within GADGET-3. The main aim, motivated by the tight observed connection between molecular hydrogen and star formation (e.g. Kennicutt et al., 2007; Bigiel et al., 2008), is to devise a way to track self-consistently non-equilibrium abundance and cooling processes of H2 and H2-based star formation in smoothed particle hydrodynamic simulations.

Comment les étoiles se forment elles ?. Cette vaste question fait appel à des connaissances dans plusieurs domaines dont deux majeurs, la Formation Stellaire et le Milieu Interstellaire. C’est dans ce cadre générale que s’inscrit ma thèse. Notre galaxie est un vaste laboratoire d’études de cette formation et je me suis donc intéressé aux premières étapes de la formation des étoiles, allant du nuage moléculaire à la proto-étoile. J’ai principalement utilisé des données provenant du télescope Herschel qui nous fournit des images et des données dans l’infrarouge lointain et le domaine sub-milimétrique à une résolution inégalée. J’ai d’abord construit un catalogue de sources à l’aide d’un algorithme d’identification croisée, SPECFIND, puis appliqué un algorithme de clustering, MST, sur près de 100 000 sources afin de construire le premier catalogue d’amas d’objets stellaires jeunes à l’échelle galactique. Ceci m’a conduit à étudier les propriétés de ces amas et des sources les constituant<br>How stars form? This broad question uses knowledges in several areas, including two majors, the Star Formation and the Interstellar Medium. My thesis is a part of this overall framework. Our galaxy is a laboratory complex for the study of this formation. I became interested in the first stages of the star formations, from Molecular Clouds to protostars. I mainly used data from the Herschel telescope which provides us with images and data in the far infrared and sub-millimiter at an unparalleled resolution. First of all, I built a catalogue of young clumps using SPECFIND, an algorithm of cross-identification. Then I applied an algorithm of clustering, MST, over 100 000 young clumps to find over-densities in order to release the first catalogue of young stellar clusters in a galactic scale. Finally, I studied the physical properties of these clusters and their young clumps

La caractérisation du champ magnétique interstellaire de notre Galaxie représente un enjeu majeur de l'astrophysique. Une meilleure connaissance de ses propriétés, en particulier de sa structure, constituerait en effet un atout important pour de nombreux domaines de recherche allant de l'étude des rayons cosmiques à la dynamique de la Galaxie en passant par l'évolution du milieu interstellaire et la formation stellaire. Des observations radio récentes ont permis de mettre en évidence des caractéristiques communes dans la structure magnétique de galaxies proches semblables à la Voie Lactée. Lorsque les galaxies sont vues de face, les lignes de champ magnétique forment un motif en spirale proche de celui observé dans le visible. Lorsque les galaxies sont vues par la tranche, les lignes de champ magnétique sont parallèles au plan galactique dans le disque et ont une forme dite en "X" dans le halo. Il est dès lors naturel de se poser la question de la présence d'une telle structure en X dans le halo de notre propre Galaxie. L'objectif du travail que j'ai effectué lors de mes trois années de thèse a consisté à tenter d'apporter des éléments de réponse à cette question. Les difficultés sont principalement de deux ordres : d'une part, notre position, à l'intérieur de la Voie Lactée ne nous permet pas d'avoir une vision globale de sa structure magnétique à grande échelle ; d'autre part, le champ magnétique est inaccessible à une observation directe, il est donc nécessaire de mettre en oeuvre des techniques indirectes estimant certaines des caractéristiques du champ magnétique à partir de l'effet qu'il peut avoir sur une observable donnée. Pour ma part, j'ai basé mon travail sur l'effet de rotation Faraday. J'ai tout d'abord constitué une carte de référence observationnelle de la profondeur Faraday de notre Galaxie associée au champ magnétique à grande échelle. Pour cela, j'ai dû développer un modèle simple de champ magnétique turbulent afin de pouvoir en soustraire sa contribution à la profondeur Faraday de celle du champ magnétique total. J'ai ensuite construit des cartes théoriques de la profondeur Faraday de notre Galaxie basées sur un ensemble de modèles analytiques du champ magnétique à grande échelle compatibles avec différentes contraintes (théoriques et observationnelles) et dépendant d'un nombre raisonnable de paramètres libres. J'ai finalement ajusté les valeurs de ces paramètres au travers d'une laborieuse phase d'optimisation. Mon manuscrit se décompose en quatre chapitres principaux. Au chapitre 1, je présenterai le contexte de mon travail et j'énoncerai divers résultats généraux utiles à mon étude. Au chapitre 2, je passerai en revue l'ensemble des éléments nécessaires à ma modélisation et j'insisterai particulièrement sur le jeu de modèles analytiques de champ magnétique que j'ai utilisés. Au chapitre 3, je décrirai les procédures de simulation et d'optimisation. Au chapitre 4, je présenterai mes résultats. Dans ce dernier chapitre, je dériverai les valeurs des paramètres des différents modèles de champ conduisant au meilleur accord avec les observations, je tâcherai de préciser le rôle de chaque paramètre et son impact sur la carte théorique, et je discuterai les géométries autorisées dans les différents cas. Je montrerai que l'accord modèle-observation est légèrement meilleur avec un champ du halo bisymétrique qu'avec un champ du halo axiisymétrique et que dans le premier cas, un motif en X apparaît naturellement dans les cartes de polarisation alors que le champ magnétique est horizontal dans le second cas<br>Characterization of the interstellar magnetic field of our Galaxy is a major challenge for astrophysics. A better understanding of its properties, particularly its structure, would be valuable in many research areas, from cosmic-ray studies to Galactic dynamics and including interstellar medium evolution and star formation. Recent radio observations uncovered common characteristics in the magnetic structure of nearby galaxies similar to the MilkyWay. In face-on galaxies, magnetic field lines appear to form a spiral pattern similar to that observed in the optical. In edge-on galaxies, magnetic field lines appear to be parallel to the galactic plane in the disc and X-shaped in the halo. One may naturally wonder whether such an X-shape structure is also present in the halo of our own Galaxy. The purpose of the work performed during my three years as a Ph.D. student was to try and provide some answers to this question. There are two major difficulties : on one hand, our location within the Milky Way does not mate it to have a global view of its large-scale magnetic structure; on the other hand, the magnetic field is not directly observable, so it is necessary to implement indirect techniques, based on the effect the magnetic field can have on a given observable, to estimate some characteristics of the magnetic field. My own work is based on Faraday rotation. I first built an observational reference map of the Faraday depth of our Galaxy associated with the large-scale magnetic field. To that end, I had to develop a simple model of the turbulent magnetic field in order to substract its contribution to the Galactic Faraday depth from that of the total magnetic field. I then constructed theoretical maps of Galactic Faraday depth based on a set of analytical models of the large-scale magnetic field that are consistent with various (theoretical and observational) constraints and depend on a reasonable number of free parameters. Finally I fitted the values of these parameters through a challenging optimization phase. My manuscript is divided into four main chapters. In Chapter 1, I present the context of my work as well as various general results useful for my study. In Chapter 2 I review all the elements required for my modeling, with emphasis on the set of analytical models used. In Chapter 3, I describe my simulation and optimization procedures. In Chapter 4 I present my results. In this final chapter, I derive the parameter values of the different field models that lead to the best fit to the observations, I try to identify the role of each parameter and its impact on the theoretical map, and I discuss the different geometries allowed in the various cases. Finally, I show that the fit to the observational map is slightly better with a bisymmetric halo field than with an axisymmetric halo field, and that an X-shape pattern in polarization maps naturally arises in the first case whereas the field appears to remain mainly horizontal in the second case