L’époque de la Réionisation

L’époque de la Réionisation

Une phase cruciale dans l’exploration des frontières de l’histoire cosmique est d’abord la compréhension de la réionisation cosmique. À l’âge de 370, 000 ans, l’Univers était opaque, rempli d’un brouillard dense et chaud de gaz ionisé. Comme l’Univers se refroidit et s’étend, la recombinaison se produit à un décalage vers le rouge z ∼ 1100 lorsque la densité de l’Univers a suffisamment diminué, diminuant la température en-dessous de 3000 K et permettant aux protons et aux électrons de se combiner pour former un atome d’hydrogène neutre. Au cours de cette période, la Matière Intergalactique (IGM) est devenue essentiellement neutre, remplie par du gaz d’hydrogène neutre (HI) et des photons connu sous le rayonnement de fond cosmologique (CMB) qui ont été en mesure de se déplacer librement dans l’espace. Finalement dépourvu de source de lumière, le cosmos est devenu opaque aux longueurs d’onde plus courtes en raison des effets d’absorption de l’hydrogène atomique. Depuis, l’Univers est entré dans une période d’obscurité principalement remplie de gaz neutre appelé “Âge sombre” à z ∼ 50. Au fil du temps, les premières générations de halos de matière noire ayant une masse ∼ 106 M ont été formées dans l’Univers (Fan, 2012). Les nuages denses d’hydrogène dans ces halos se sont refroidis et se sont effondrés sous la gravité, ce qui conduit à la toute première génération d’étoiles et de galaxies pour former à z ∼ 15 − 30 (Robertson et al. 2010; Lombriser & Smer-Barreto 2017). Avec l’apparition de ces premiers objets émetteurs de radiations, leur rayonnement d’énergie ultraviolet (UV) a chauffé le milieu environnant, en réionisant l’hydrogène dans l’Univers et mettant un terme à l’Age sombre cosmique (Fan 2012; DeBoer et al. 2017). Cette période au cours de laquelle le gaz cosmique est passé de neutre à ionisé est ce qu’ont connait sous le nom d’ “Époque de la Réionisation (EoR)” (Zaroubi, 2013). L’EoR représente une phase de transition majeure pour l’hydrogène. Elle commence autour de z ∼ 12 − 15 (Melia & Fatuzzo, 2015) lorsque l’Univers était à l’âge de 400 millions d’années (Myr) (Zaroubi, 2013). Dans un premier temps pendant l’ EoR, les premières étoiles et galaxies produisaient un flux énergétique suffisant pour seulement ioniser leur environnement “immédiat”, formant ainsi des bulles ionisées d’hydrogène gazeux dans leur milieu interstellaire (ISM). Comme l’abondance de ces derniers a augmenté, les bulles se cumulent de plus en plus et les régions d’hydrogène ionisées (HII) deviennent plus larges. Le processus de réionisation se ter1 mine dernièrement à un décalage vers le rouge z ∼ 6 − 8 – correspondant à 1 milliard d’années (Gyr) après le Big Bang (Robertson et al., 2010) – quand les bulles finissent par se répandre en remplissant l’Univers tout entier (Robertson et al. 2010, Fan 2012, Lombriser & Smer-Barreto 2017.). Une fois complètement ionisé, la lumière pouvait voyager librement à travers le cosmos, révélant l’Univers comme nous le voyons aujourd’hui: un Univers maintenu dans un état ionisé, où seulement un hydrogène sur 10.000 est neutre (Zaroubi 2013; Deboer et al. 2017). Par conséquent, des questions fondamentales se posent: Quelles sources ont causé la réionisation de l’hydrogène dans l’Univers? Quelle quantité de rayonnement ionisant ont-elles produite pour maintenir l’Univers dans un état ionisé?

Découvrir l’EoR

Examiner l’EoR implique d’explorer l’Univers quand il était à un décalage vers le rouge élevé. Les LAEs lointains (à z élevé) sont des populations importantes de galaxies à faible masse formant des étoiles à z > 2, avec une faible métallicité, une faible extinction de la poussière et des tailles compactes (Pentericci et al. 2009; Stark et al. 2011). L’étude des LAEs mènera à des répercussions considérables sur les processus physiques qui sont à l’origine de la formation des structures dans l’Univers et sur la nature de la matière noire (Zaroubi, 2013). Cependant, cela 2 sera un défi considérable en raison de leur niveau de flux faible (Fan, 2012) qui exige une longue durée d’exposition des observations (McLinden et al., 2011). Par conséquent, une approche plus facile est d’étudier les processus physiques dans les galaxies plus proches, à faible décalage vers le rouge mais ressemblant à ces galaxies primordiales dans leurs propriétés (faible métallicité, taux de formation d’étoiles élevée). Ainsi, les galaxies à raies d’émission pauvres en métaux tels que les “green peas” et les Naines Compactes Bleues (BCDs) sont parmi les meilleurs analogues à proximité des faibles naines starbursts dans l’Univers primitif. b. Importance de l’étude des raies d’émission Les galaxies avec des raies d’émission peuvent révéler plus de secrets que les autres sans raies. La force et la configuration des raies d’émission peuvent révéler des informations sur la puissance et la nature des sources d’ionisation, ainsi que sur la teneur en poussière des régions émettantes (Marlowe et al., 1999). Par exemple, la raie d’émission Lyα peut être un outil efficace pour l’identification des galaxies formant des étoiles (McLinden et al., 2011). Néanmoins, toutes les raies fortes présentes dans un spectre peuvent être des laboratoires précieux retraçant la formation des étoiles et l’évolution chimique d’une galaxie à travers le temps cosmique. Comme les BCDs sont classifiées comme des galaxies à raies d’émission extrêmes, étudier ainsi leurs propriétés physiques et leur mécanisme de formation donneront plus d’informations sur notre compréhension de l’Univers. Motivé par le fait d’avoir des raies d’émission lumineuses et leur importance cosmologique, l’ étude d’un échantillon de BCDs a été entreprise. Notre ultime but est d’effectuer une analyse détaillée de leur population stellaire et des propriétés des gaz d’un sous-échantillon de BCDs appelé “ galaxie des Myrtilles ” en utilisant des techniques de spectroscopie. L’étude de ces galaxies peut nous aider à comprendre comment l’évolution stellaire se déroule dans des environnements chimiquement jeunes et cela pourra probablement confirmer la relation entre faibles naines starbursts et l’EoR. Par conséquent, l’étude se concentre sur la détermination des propriétés intrinsèques (taux de formation d’étoiles, métallicités, etc.) et les différents composants stellaires des galaxies des Myrtilles. Dans la présente étude, le premier chapitre vise à présenter une vue d’ensemble sur la classification des galaxies dans la séquence de Hubble. Les principales caractéristiques et le contexte théorique des galaxies des Myrtilles sont expliqués. Une brève introduction à la spectroscopie astronomique et les populations stellaires sont également données. Le chapitre 2 consiste à décrire les critères de sélection utilisés pour obtenir les données depuis les données libérées 12 du Sloan Digital Sky Survey (SDSS) et comment un échantillon de galaxies des Myrtilles a été généré. Le chapitre 3 contient une description des matériaux et des procédures suivies au cours de l’analyse des raies d’émission et de l’étude du contenu stellaire des spectres. Les chapitres 4 et 5 présentent les résultats obtenus lors de l’analyse suivie d’une discussion sur ces résultats. Enfin, la conclusion et les recommandations futures sont énoncées et complètent cette étude.

Classification des galaxies

Les galaxies diffèrent les unes des autres dans la forme (morphologie), la teneur en poussière et en gaz, le taux de formation d’étoiles, la cinématique, etc. Ces variations résultent de la manière dont elles ont été formées et ont évoluées au fil du temps. Il est important de savoir comment les galaxies sont classées, ainsi on pourrait les diviser en groupe afin de définir leurs propriétés physiques. Plusieurs schémas sont alors utilisés pour classer les galaxies en fonction de leur aspect visuel: la classification de Hubble (1926), De Vaucouleurs (1959) et Sandage (1961). Cependant, la première et plus simple approche morphologique est celle de la séquence de Hubble, inventée par Edwin Hubble en 1926. Cette classification est également connue sous le nom de “diagramme de Hubble” (vu dans la figure 1.1, basée sur la forme, la concentration et la structure des galaxies comme on le voit sur les photographies directes à la lumière bleu (par exemple la taille du bulbe galatique, caractéristiques des bras spiraux et la taille des barres). Le système de Hubble divise les galaxies en trois grandes catégories: Elliptiques E (en forme d’œuf), Spirales S (disque normal ou barré en rotation avec des bras spiraux) et Irreguliers Ir (bleu, à haute résolution sans structure régulière évidente). Le long de la séquence, les sous-classes de galaxies elliptiques En ont une ellipticité croissante définie par des séries de nombre 0 à 7 (E0, E1, …, E7), tel que n = 10(1 − b/a), où b/a est le rapport axial. Ainsi, plus les galaxies se déplacent le long de cette séquence, plus: • Le rapport disque-bulbe, la rotation de la galaxie, l’ouverture des bras spiraux, le taux de formation d’étoiles et la teneur en hydrogène gazeux du disque augmentent. • la couleur générale de la galaxie devient plus bleue lorsque les bras spiraux contiennent plus de jeunes étoiles bleues brillantes. Étant donné que les couleurs des galaxies sont bien corrélées avec les types de structure (G. De Vaucouleurs, 1961), la luminosité (Blanton et al., 2003), reflète la population stellaire dominante 4 FIGURE 1.1: Le diagramme de Hubble Le système de Hubble pour la classification des galaxies allant de sphéroïde parfait à des galaxies à disque pures, où les lenticulaires (S0) représentent une transition entre les ellipses et les spirales. et indique les activités de formation d ’étoiles (Strateva et al., 2001), il est mieux de classifier les galaxies par la distribution de leurs couleurs que par la séquence morphologique décrite par Hubble (1926). Le format pratique utilisé pour afficher les couleurs des galaxies est la couleur – couleur; la couleur – masse et le diagramme de couleur – magnitude (CMD) (e.g. Chester & Roberts 1964 ; Chilingarian & Zolotukhin 2011) comme on le voit sur les figures 1.2.a et 1.2.b. Il a été observé que les galaxies ont une position différente dans le CMD. La distribution des galaxies dans l’espace (g − r) forme deux pics (Strateva et al. 2001; Blanton et al. 2003) dans la figure 1.2.a et une bimodalité dans la couleur au repos de la galaxie est apparue jusqu’à z ∼ 1 pour les études à grande échelle comme dans la figure 1.2.b (e.g. Strateva et al. 2001; Bell et al. 2004; Chilingarian & Zolotukhin 2011; Krause et al. 2012; Schawinsky et al. 2014). Cette bimodalité permet de séparer les galaxies en deux populations principales: une concentration de galaxies rouges appelée la “ Séquence Rouge ” et une vaste concentration de galaxies bleues appelée “ Nuage Bleu ” (e.g. Salimbeni et al. 2007; Martin et al. 2007; Chilingarian & Zolotukhin 2011) séparés par une coupure chromatique optimale de g − r ∼ 0.8 (figure 1.2.a) et u − r ∼ 2.22 (figure 1.2.b) (e.g. Strateva et al. 2001; Krause et al. 2012). Cependant, il y a une population intermédiaire de galaxies vertes appelée: “ La Vallée Verte ”. C’est la région séparant les pics bleus et rouges dans le CMD UV-optique (figure 1.2.a) et l’espace ou la région plate (d’où “ la vallée ”) entre les deux populations principales (figure 1.2.b) (Schawinsky et al 2014;. Salim 2014). La séparation des couleurs est à peu près cohérent avec: une différence dans la classification morphologique (bulbe ou disque dominé); les différents niveaux de processus de formation d’étoiles et la dépendance de l’environnement de la relation couleur-luminosité (environnements à faible vs. haute densité) (Salimbeni et al. 2007; Gavazzi et al. 2010).