Méthode de la raie lumineuse

Méthode de la raie lumineuse

Cette méthode a été utilisée dans le cas où la détermination de la température et de la densité serait un échec. Le rapport [NII]/[OII] a été utilisé comme un indicateur d’abondance dans la délimitation de la branche (inférieure / supérieure) à utiliser. Ces branches inférieures et supérieures ont été effectivement utilisées depuis qu’on a démontré que R23 avait deux valeurs. Cependant, le choix inférieur / supérieur dépend finalement de l’origine nucléosynthétique de l’azote et des détails de l’histoire de la formation des étoiles, et donc, incertain (McGaugh, 1991). Voilà pourquoi dans notre analyse, les valeurs inférieures et supérieures à l’abondance d’oxygène ont été calculées et présentées dans le tableau 4.3. Cependant, puisque nous savons que ces galaxies de Myrtilles ont des valeurs de métallicité faibles, les valeurs faibles dans la branche inférieure ont été sélectionnées. De plus, certaines valeurs ont été ignorées à cause de leurs valeurs comme celle de l’ID 6,8 et 9. Dans la valeur de l’abondance d’oxygène inférieure, l’ID 1 peut être classée comme une galaxie ayant un taux de métallicité extrêmement faible (XMP). Une galaxie ayant une abondance d’oxygène 12 + log(O/H) < 7.65 ou moins d’un dixième de la valeur de métallicité solaire de Asplund et al. (2009). Méthode 3: L’indice O3N2 Nous avons utilisé cette troisième méthode afin de comparer les résultats obtenus depuis la méthode directe et de la méthode de raies lumineuses (tableau 4.5). Pour chaque galaxie au sein de notre échantillon, les métallicités obtenues à partir de cette troisième méthode sont présentées dans le tableau 4.4. Comme indiqué dans le chapitre 3, dans les travaux de Pettini & Pagel (2004), cette méthode a été peu utilisée lorsque le rapport O3N2 était supérieur à 2. Bien que seulement 4 (ID 6,7,8 et 9) d’entre eux avaient rempli cette condition dans notre échantillon, nous avons comme même encore calculé l’abondance en oxygène pour toutes les galaxies afin de tester la validité des résultats. Ainsi, les résultats obtenus à partir de cette méthode O3N2 sont tout à fait les mêmes que les résultats précédents. Toutes les galaxies ayant un rapport O3N2 supérieur à 2 ont montré une abondance d’oxygène dans l’intervalle des résultats de Yang et al. (2017) or ceux avec O3N2 ≤ 2 ont toutes eu des valeurs plus grandes que 8.0. Par conséquent, les résultats de la méthode directe et de la méthode O3N2 sont généralement en accord avec les conditions physiques qui sont généralement déterminées avec ces méthodes. Ils sont également en concordance avec les valeurs trouvées par Yang et al. (2017). Pour conclure,la méthode directe a été la plus précise dans la détermination de l’abondance en oxygène des galaxies des Myrtilles. Comme la raie OIII est très sensible à la poussière, et comme Thomas et al. (2013) n’ont pas tenu compte de l’extinction de la Voie lactée, l’intensité de la raie.

Classification spectrale

Chaque spectre de l’échantillon entier présente toutes les fortes raies d’émission typique des galaxies en formation d’étoiles ([OIII]λ5007,[NII]λ6583, Hα, Hβ, etc. vu dans l’annexe A). Dans cette section, la classification spectrale des 10 galaxies des Myrtilles dans notre échantillon sera examinée plus en détails.

Starbursts ou pas?

Il existe un moyen simple d’avoir un aperçu direct de la classification spectrale d’une galaxie pour voir si c’est une galaxie starburst ou non. La condition pour que log(I[NII]λ6583/I(Hα)) < −0.25 (Carter et al.,2001) a été testée pour l’ensemble de l’échantillon. Les résultats présentés dans le tableau 4.6 ont confirmés que la majorité est en effet correctement classée comme étant des SFGs. Pour l’ID 8, la valeur −0.58 ± 0.46 vérifie la condition. Cependant, l’erreur peut le faire tomber dans la branche AGN. Par conséquent, elle peut être classée comme une composite – une galaxie ayant un mélange de formation d’étoiles, mais avec un composant AGN central (Kewley et al., 2006). 40 TABLE 4.6: Les valeurs du logarithme du rapport I([N II]λ6583)/I(Hα) utilisé pour une classification préalable des galaxies des Myrtilles ID log( I([N II]λ6583) I(Hα) ) type d’ELG 1 −1.95 ± 0.27 SFG 2 −1.94 ± 0.09 SFG 3 −1.93 ± 0.06 SFG 4 −1.72 ± 0.03 SFG 5 −1.89 ± 0.01 SFG 6 −1.44 ± 0.11 SFG 7 −0.97 ± 0.05 SFG 8 −0.58 ± 0.46 SFG/Composite 9 −1.57 ± 0.12 SFG 10 −1.96 ± 0.11 SFG TABLE 4.7: Force d’ionisation de l’échantillon ID I([O III]λλ4959,5007) I([O II]λ3727) 1 219.06 ± 89.15 2 38.22 ± 15.75 3 5.57 ± 0.68 4 14.32 ± 0.72 5 18.80 ± 0.62 6 0.11 ± 1.02 7 35.36 ± 18.53 8 0.25 ± 0.07 9 1.08 ± 0.29 10 29.06 ± 8.01

Diagrammes de diagnostique optique

Le diagramme BPT-NII (figure 4.2, à gauche) est principalement utilisé pour séparer les galaxies HII dominées par la formation d’étoiles en cours avec les AGNs dominés par un processus non stellaire. L’analyse des spectres des galaxies des Myrtilles à raies étroites ont révélé que la plupart des objets sont des galaxies formant des étoiles (en dessous de la ligne en pointillés noire de Kauffmann et al., 2003) et 2 sont désignés comme étant des composites. Lorsque l’on regarde dans les BPT-SII et BPT-OI (figure 4.2, panneau du milieu et celle de droite, respectivement), les diagrammes consistant à séparer les SFGs des Seyfert et LINERs – encore une fois, la totalité de l’échantillon se situe en dessous de la séquence de formation d’étoiles pour les BPT-SII et BPT-OI . Certaines galaxies ne sont pas classifiées dans les diagrammes BPT-SII et BPT-OI. Ceux-ci étant due à la faible détection des raies. Certaines étaient indétectables alors que certaines ont un très faible AoN, en dessous de 2. De plus, l’emplacement des SFgs dans les diagrammes de BPT se situant en haut ([OIII]/Hβ élevé, [NII]/Hα faible) confirme leur faible métallicité. En conclusion, la majorité des galaxies des Myrtilles dans notre échantillon sont des galaxies en formations d’étoiles ce qui renforce la validité des résultats précédents. Ionisation Etant donné que les diagnostiques des raies d’émission vise à explorer la nature de la principale source d’ionisation dans une galaxie, une autre propriété des SFGs a été mesurée: la quantité d’ionisation. Lorsque les galaxies forment des étoiles, elles ionisent les gaz qui les entourent. Cela est dû aux photons UV émis par les étoiles OB chaudes(Veilleux & Osterbrock, 1987). La force du champ d’ionisation au sein de notre sous-ensemble de galaxies des Myrtilles a donc été calculée et indiquée dans le tableau 4.7. Quatre galaxies (ID 3, 6, 8 et 9) présentent des champs à faible ionisation en-dessous de 10, tandis que 6 présentent une ionisation de gaz très élevé dans l’intervalle 14 − 219. Ces 6 galaxies possèdent une ionisation élevée car elles ont de plus faibles  FIGURE 4.2: Les trois types de diagrammes de BPT utilisés pour classer les galaxies des Myrtilles en fonction de leurs raies d’émission [NII]λ6583/Hα vs [OIII]λ5007/Hβ également appelé diagramme de BPT-NII à gauche; [SII]λλ6717, 6731/Hα vs [OIII]λ5007/Hβ également appelé diagramme de BPT-SII au milieu et [OI]λ6300/Hα vs [OIII]λ5007/Hβ également appelé diagramme de BPT-OI à droite. métallicités. Il est connu que l’ionisation augmente dans les BCDs quand plus la métallicité est faible (Campbell et al., 1986). De plus, ces ionisations élevées sont dues à la compacité des régions à formation d’étoiles dans les BCDs et elles viennent des étoiles primordiales pop. III dans ces galaxies (Thuan & Izotov, 2005). 4.3.3 Taux de formation d’étoiles Chaque spectre de l’échantillon entier présente toutes les fortes raies d’émission typique des galaxies à formation d’étoiles ([OIII]λ5007,[NII]λ6583, Hα, Hβ, etc.). Se concentrer principalement sur la raie Hα nous permet d’étudier leur taux de formation d’étoiles. Présenté dans le tableau 4.6, on les compare avec les valeurs trouvées par SDSS. Les SFRs ont été trouvés couvrir presque deux ordres de grandeur (10−2 to 10−1M yr−1 ), de 0.015 à 0.578 M yr−1 et avec une moyenne SFR de 0.258 M yr−1 . Les valeurs du SFR de l’ID 7 et 8 peuvent être négligées car leurs raies Hα ont des intensités très faibles combinée à un très faible rapport amplitude-bruit (AoN < 2). La récupération des valeurs depuis SDSS des SFRs des 10 galaxies des Myrtilles nous a permise de faire une comparaison de nos résultats. Il est noté que les SFRs dans SDSS ont été déterminés avec les mêmes méthodes courantes dans la littérature, comme l’utilisation de la raie Hα, la méthode est décrite par Brinchmann et al. (2004). Le groupe SDSS a trouvé une moyenne SFR de 0.233 M yr−1 avec une couverture de seulement un ordre de grandeur. Cette moyenne SFR montre la cohérence avec nos résultats. Toutefois, Kong (2004) a déclaré qu’à partir des valeurs disponibles dans la littérature, on peut conclure que la moyenne des SFRs de BCGs varient sur deux ordres de grandeur. En outre, une moyenne SFR de 0.5 M yr−1 a été obtenue par Popescu et al. (1999) pour un échantillon de BCGs en utilisant la raie Hβ line. Par conséquent, le choix des indicateurs SFRs et la sélection de l’échantillon ont un impact sur la valeur du SFR. Voilà 42 TABLE 4.8: Les SFRs déterminées depuis la raie Hα et les résultats dans SDSS Distance Luminosité D L(Hα) SFR calculé SDSS SFR ID (Mpc) (×1026cm) (×1038erg s−1 ) (M yr−1 ) (M yr−1 ) 1 182 5.64 328.24 ± 3.69 0.259 ± 0.003 0.1 2 139 4.31 587.38 ± 5.80 0.464 ± 0.004 0.2 3 164 5.08 731.59 ± 6.95 0.578 ± 0.005 0.3 4 119 3.69 0.13 ± 0.38 0.015 ± 0.001 0.1 5 139 4.31 408.89 ± 6.32 0.323 ± 0.005 – 6 97.2 3.01 54.21 ± 4.77 0.043 ± 0.004 0.4 7 165 5.12 0.82 ± 1.02 0.0006 ± 0.0008 0.2 8 215 6.67 4.49 ± 1.20 0.003 ± 0.001 0.4 9 191 5.92 73.05 ± 15.19 0.058 ± 0.012 0.3 10 167 5.18 413.19 ± 63.61 0.326 ± 0.050 0.1 pourquoi la littérature présente des valeurs différentes (Kong, 2004). Notre échantillon forme des étoiles à un taux moyen de 0.26 M yr−1 . Si nous tenons compte de toutes les valeurs trouvées, notre échantillon peut être classifié en deux classes: 5 galaxies à formation d’étoiles actives, ayant des SFRs ∼ 0.1 − 1 M yr−1 et 5 galaxies à formation d’étoiles passives avec des SFRs < 0.1 M yr−1 , i.e à faible formation d’étoiles mais non nulle.