Taux de formation d’étoiles

Taux de formation d’étoiles

Les BCDs sont reconnus avec leur contenu stellaire jeune, leurs fortes raies d’émission nébulaires et de faibles abondances chimiques (Kunth & Östlin, 2000). Ceux-ci indiquent qu’elles ont une forte activité en formation d’étoiles. L’observation des SFRs dans ces galaxies est alors clé dans leur histoire évolutive. Depuis que les flux des raies d’émission sont des traces primaires du SFR dans les galaxies, la mesure de la lumière intégrale sur différentes longueurs d’onde radio, UV, infrarouge lointain (FIR) ou des raies spectrales optiques (tels que Hα, [OII]λ3727) fournissent la plupart des informations sur leurs propriétés de formation d’étoiles et font donc partie des traceurs directs du SFR dans une galaxie (Kennicutt, 1998). Dans la présente étude, nous voulons savoir à quel rythme les galaxies des Myrtilles forment des étoiles. Pour ce cas, leurs SFRs ont été calculés en utilisant les méthodes des “ Raies de Recombinaison ” de Kennicutt (1998) comme on le voit dans l’éq. (3.13). La calibration est basée sur la mesure des raies de recombinaison tels que Hα, Hβ, Hγ, Pα, Pβ, Brα and Brβ. La plupart des estimations de SFRs utilise le flux de la recombinaison de l’hydrogène car ils sont proportionnels au nombre de photons produits par les étoiles chaudes, donc proportionnels à leur taux de création d’étoiles. Cependant, par rapport à Hβ et Hγ, la raie Hα de recombinaison est facilement détectée dans un spectre optique et est faiblement affecté par la poussière et l’effet d’une absorption stellaire sous-jacente (Kong et al 2002;. Kong 2004). Ainsi, Hα est la meilleure raie pour dériver les SFRs des galaxies des Myrtilles. De plus, comme nous les étudions à z ≤ 0.05, il est mieux d’utiliser la raie Hα pour de faible décalage vers le rouge, parce qu’au-delà de z ∼ 0.5, cette raie est décalée vers le rouge et arrive au-delà de la fenêtre visible dans le proche infrarouge (NIR) et ne peut pas être appliquée pour la mesure du SFR. Pour commencer, le SFR a été déterminé en calculant la luminosité Hα (eq. 3.12) ou (L(Hα)) pour chaque galaxie des Myrtilles en utilisant les flux des raies d’émission Hα corrigés de l’extinction: L(Hα) (erg s−1 ) = 4πD2 × F (3.12) Où F est le flux de Hα en ergs cm−2 s −1 et D la distance luminosité cosmologique, exprimée en centimètres, obtenue depuis la NASA / IPAC Extragalactic Database (NED)4 . La distance D a été calculée en utilisant les vitesses héliocentriques des galaxies et une valeur constante de Hubble H0 = 73 km s−1 Mpc−1 .

Classification spectrale

Afin d’étudier notre échantillon de galaxies en détails, un diagramme de diagnostique classique des raies d’émission a été utilisé pour classifier les galaxies à raies d’émission5 (ELGs) en fonction de leurs caractéristiques spectrales. Baldwin,Phillips et Terlevich (1981), (ci-après BPT) ont été les premiers à proposer un tel système, et plus tard leurs méthodes ont été révisées par d’autres. Les lignes de démarcation ont été développése et adaptées en fonction des modèles d’ionisation et / ou observations disponibles (e.g. Veilleux & Österbrock 1987; Kewley et al. 2001; Kewley et al. 2006). Ils ont proposé une suite de trois diagrammes de diagnostique (BPT-NII, BPT-SII et BPT-OI) pour déterminer la nature de la source d’ionisation dominante. Ils séparent les galaxies dominées par des formations d’étoiles en cours (HII, galaxies formant d’étoiles SFGs) de ceux qui sont dominés par des procédés non stellaires (Galaxies à Noyaux Actifs AGN séparé en Seyfert et LINER connu comme des galaxies à faible ionisation nucléaire des régions à raies d’émissions) et des noyaux-HII actifs composites (AGN-HII) galaxies ou galaxies composites. Les diagrammes implique les rapports de raies [OIII]λ5007/Hβ, [NII]λ6583/Hα, [SII]λ6717+λ6731/Hα et [OI]λ6300/Hα (Veilleux & Österbrock 1987). L’une classique, connu sous le diagramme BPT (ou BPT-NII), qui compare le rapport de [OIII]/Hβ à [NII]/Hα a montré être une mesure efficace de la source d’ionisation dans une galaxie (Kewley et al., 2006). Dans cette étude, le nouveau système de classification empirique de Kewley et al. (2006) a été adoptée, où le rapport amplitude-bruit ou AoN ≥ 2 est nécessaire pour toutes les raies détectées afin d’avoir une classification précise (Veilleux & Österbrock, 1987). Les démarcations résumées par Kewley et al. (2006) pour chaque diagramme sont donc énumérées ci-dessous: 1. BPT-NII: x1 ≡ log([NII]λ6583/Hα) vs y ≡ log([OIII]λ5007/Hβ) (figure 3.2.a) ◦ y = 0.61/(x1 − 0.05) + 1.3 (pure ligne de formation stellaire de Kauffman et al. 2003) ◦ y = 0.61/(x1 − 0.47) + 1.19 (extrême ligne de classification Starburst de Kewley et al., 2001) Les galaxies composites font partie de la région située entre les lignes de classification de Kauffman et al. 2003 et de Kewley et al. 2001. 

Etude du contenu stellaire

Au cours de l’identification des signatures spectrales dans un spectre, beaucoup d’informations peuvent être extraites. Non seulement les propriétés physiques d’une galaxie sont codées dans ses données spectroscopiques, mais son contenu stellaire peu également être fourni lors de l’analyse. Dans cette section, l’objectif est d’étudier l’histoire des populations stellaires des 10 galaxies des Myrtilles en reconstituant leur histoire de formation stellaire (SFH). Par conséquent, nous voulons savoir si leurs populations stellaires ont émergé d’un seul ou plusieurs éclats de formation d’étoiles. ULySS (Université de Lyon Spectroscopic analysis Software), un logiciel écrit dans la langage GDL / IDL, développé par Koleva et al. (2009), a été utilisé pour faire une regression du spectre entier (FSF) observé. La méthode FSF consiste à: la comparaison pixel par pixel des observations spectroscopiques contre des séries modèle de population stellaire en minimisant χ 2 entre eux; récupérer les paramètres de la population stellaire tels que l’âge, l’histoire de l’enrichissement en métaux et de la cinématique à partir des spectres observés.