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LES TRAVAUX PRESENTES PORTENT SUR LA FORMATION D'ETOILES DANS L'ENVIRONNEMENT INHABITUEL DES DEBRIS D COLLISION, ETUDIEE POUR LA PREMIERE FOIS EN TANT QUE TELLE. CES REGIONS PARTICULIERES ONT UN MILIEU INTERSTELLAIRE, EN PARTICULIER UNE METALLICITE, SIMILAIRE A CELUI DES REGIONS DE FORMATION D'ETOILES DANS LES DISQUES GALACTIQUES TOUT EN NE SUBISSANT PAS CERTAINS EFFETS D'ENVIRONNEMENT COMME LES ONDES DENSITE DES BRAS SPIRAUX PAR EXEMPLE. CETTE ETUDE A ETE MENEE SUR UNE SELECTION DE SYSTEMES EXCEPTIONNELS AYANT EN COMMUN D'AVOIR EJECTE DE GRANDES QUANTITES DE GAZ DANS LE MILIEU INTERGALACTIQUE ET PRESENTANT DES REGIONS INTERGALACTIQUESl DE FORMATION D'ETOILES. DES OBSERVATIONS MULTI-LONGUEURS D'ONDE, TANT PI QUE PROVENANT D'ARCHIVES, EN SPECTROSCOPIE ET EN IMAGERIE ALLANT DE L'ULTRAVIOLET LOINTAIN A L'INFRAROUGE MOYEN ONT ETE UTILISEES. EN OUTRE UN MODELE A ETE CONSTRUIT PERMETTANT DE REPRODUIRE LES DISTRIBUTIONS SPECTRALES D'ENERGIE DES REGIONS INTERGALACTIQUES DE FORMATION D'ETOILES AfiN DE CONTRAINDRE LEUR HISTOIRE DE FORMATION D'ETOILES, LEUR EXTINCTION ET LEUR FRACTION D'ETOILES PROVENANT DU DISQUE DES GALAXIES PARENTS. DES COMPARAISONS ONT AUSSI ETE MENEES SUR LES ESTIMATIONS DES TAUX DE FORMATION D'ETOILES EN INFRAROUGE, HA AINSI QU'EN ULTRAVIOLET. CETTE THESE A PERMIS D'APPORTER LES RESULTATS NOUVEAUX PRINCIPAUX SUIVANTS : - CERTAINES REGIONS SEMBLENT DEPOURVUES DE TOUTE POPULATION D'ETOILES AGEES, CE SONT DES LABORATOIRES IDEAUX POUR L'ETUDE DE LA FORMATION D'ETOILES ; -L'ESTIMATEUR DU TAUX DE FORMATION D'ETOILES A PARTIR DE L'INFRAROUGE MOYEN EST AUSSI FIABLE QU'IL L'EST POUR LES GALAXIES SPIRALES ; - LA DISPERSION DES ESTIMATIONS DE TAUX DE FORMATION D'ETOILES DANS DIFFERENTES BANDES EST SIMILAIRE A CELLE OBSERVEE DANS LES GALAXIES SPIRALES ET ELLE EST PRINCIPALEMENT DUE A DES EFFETS D'AGE ;- LA COMBINAISON DE LA RAIE HA NON CORRIGEE DE L'EXTINCTION ET DE L'EMISSION EN INFRAROUGE MOYENPRODUIT UNE BONNE ESTIMATION DU TAUX DE FORMATION D'ETOILES REEL ;- UNE FRACTION IMPORTANTE DE LA FORMATION D'ETOILES, POUVANT ATTEINDRE 85%, SE PRODUIT DANS LE MILIEU INTERGALACTIQUE MONTRANT QUE POUR UN UNIVERS JEUNE OU CE TYPE DE SYSTEME EST BEAUCOUP PLUS REPANDU QUE DANS L'UNIVERS PROCHE, LA FORMATION D'ETOILES DANS LES DEBRIS DE COLLISION POURRAIT ETRE UN FACTEUR IMPORTANT D'ENRICHISSEMENT DU MILIEU INTERGALACTIQUE.
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LES TRAVAUX PRESENTES PORTENT SUR LA FORMATION D'ETOILES DANS L'ENVIRONNEMENT INHABITUEL DES DEBRIS D COLLISION, ETUDIEE POUR LA PREMIERE FOIS EN TANT QUE TELLE. CES REGIONS PARTICULIERES ONT UN MILIEU INTERSTELLAIRE, EN PARTICULIER UNE METALLICITE, SIMILAIRE A CELUI DES REGIONS DE FORMATION D'ETOILES DANS LES DISQUES GALACTIQUES TOUT EN NE SUBISSANT PAS CERTAINS EFFETS D'ENVIRONNEMENT COMME LES ONDES DENSITE DES BRAS SPIRAUX PAR EXEMPLE. CETTE ETUDE A ETE MENEE SUR UNE SELECTION DE SYSTEMES EXCEPTIONNELS AYANT EN COMMUN D'AVOIR EJECTE DE GRANDES QUANTITES DE GAZ DANS LE MILIEU INTERGALACTIQUE ET PRESENTANT DES REGIONS INTERGALACTIQUESl DE FORMATION D'ETOILES. DES OBSERVATIONS MULTI-LONGUEURS D'ONDE, TANT PI QUE PROVENANT D'ARCHIVES, EN SPECTROSCOPIE ET EN IMAGERIE ALLANT DE L'ULTRAVIOLET LOINTAIN A L'INFRAROUGE MOYEN ONT ETE UTILISEES. EN OUTRE UN MODELE A ETE CONSTRUIT PERMETTANT DE REPRODUIRE LES DISTRIBUTIONS SPECTRALES D'ENERGIE DES REGIONS INTERGALACTIQUES DE FORMATION D'ETOILES AfiN DE CONTRAINDRE LEUR HISTOIRE DE FORMATION D'ETOILES, LEUR EXTINCTION ET LEUR FRACTION D'ETOILES PROVENANT DU DISQUE DES GALAXIES PARENTS. DES COMPARAISONS ONT AUSSI ETE MENEES SUR LES ESTIMATIONS DES TAUX DE FORMATION D'ETOILES EN INFRAROUGE, HA AINSI QU'EN ULTRAVIOLET. CETTE THESE A PERMIS D'APPORTER LES RESULTATS NOUVEAUX PRINCIPAUX SUIVANTS : - CERTAINES REGIONS SEMBLENT DEPOURVUES DE TOUTE POPULATION D'ETOILES AGEES, CE SONT DES LABORATOIRES IDEAUX POUR L'ETUDE DE LA FORMATION D'ETOILES ; -L'ESTIMATEUR DU TAUX DE FORMATION D'ETOILES A PARTIR DE L'INFRAROUGE MOYEN EST AUSSI FIABLE QU'IL L'EST POUR LES GALAXIES SPIRALES ; - LA DISPERSION DES ESTIMATIONS DE TAUX DE FORMATION D'ETOILES DANS DIFFERENTES BANDES EST SIMILAIRE A CELLE OBSERVEE DANS LES GALAXIES SPIRALES ET ELLE EST PRINCIPALEMENT DUE A DES EFFETS D'AGE ;- LA COMBINAISON DE LA RAIE HA NON CORRIGEE DE L'EXTINCTION ET DE L'EMISSION EN INFRAROUGE MOYENPRODUIT UNE BONNE ESTIMATION DU TAUX DE FORMATION D'ETOILES REEL ;- UNE FRACTION IMPORTANTE DE LA FORMATION D'ETOILES, POUVANT ATTEINDRE 85%, SE PRODUIT DANS LE MILIEU INTERGALACTIQUE MONTRANT QUE POUR UN UNIVERS JEUNE OU CE TYPE DE SYSTEME EST BEAUCOUP PLUS REPANDU QUE DANS L'UNIVERS PROCHE, LA FORMATION D'ETOILES DANS LES DEBRIS DE COLLISION POURRAIT ETRE UN FACTEUR IMPORTANT D'ENRICHISSEMENT DU MILIEU INTERGALACTIQUE.
Author: Maxime Beuret Publisher: ISBN: Category : Languages : fr Pages : 0
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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.
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La première partie de cette thèse traite de l'étude d'étoiles appelées Céphéides. Ces étoiles variables sont intéressantes notamment par la relation qui lie leur période de pulsation et leur luminosité. Cette relation fait des Céphéides un outil indispensable pour la mesure des distances et la mesure de la constante de Hubble. L'étude présentée ici prend en compte l'évolution stellaire, une analyse de stabilité linéaire, des modèles d'atmosphère et des spectres synthétiques. Ceci permet de déterminer de manière complètement cohérente les relations période-magnitude dans différents domaines de longueurs d'onde. Au cours de cette étude, j'ai pu montrer notamment que la métallicité a un faible effet sur la relation période-magnitude, en particulier dans le domaine des grandes longueurs d'onde. Dans la deuxième partie de cette thèse sont exposés les calculs permettant de contraindre la répartition et la masse de la matière noire baryonique Galactique, en utilisant les microlentilles gravitationnelles. J'ai étudié l'influence de la fonction de masse, en particulier dans le domaine sub-stellaire, sur l'histogramme des durées attendues des évènements microlentilles. J'ai aussi quantifié l'effet du blending sur ces mêmes histogrammes et sur la profondeur optique qui en découle. Enfin, à la suite de cette dernière partie, j'ai été amené à m'intéresser à la formation des premières étoiles de l'Univers. La fin de ce manuscript présente de début de cette étude.
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L'objectif de mon travail de thèse a consisté à tenter de comprendre quels sont les mécanismes principaux à l'origine de la formation d'étoiles dans les galaxies au cours des derniers dix milliards d'années. Alors qu'il avait été proposé dans le passé que le rôle des fusions de galaxies était dominant pour expliquer l'allumage de la formation d'étoiles dans les galaxies lointaines formant leurs étoiles à de très grands taux, des études plus récentes ont au contraire mis en évidence des lois d'échelles reliant le taux de formation d'étoiles des galaxies à leur masse stellaire ou masse de gaz. La faible dispersion de ces lois semblait être en contradiction avec l'idée d'épisodes stochastiques violents de formation stellaire liés à des interactions, mais plutôt en accord avec une nouvelle vision de l'histoire des galaxies où celles-ci sont nourries de manière continue en gaz intergalactique.Nous nous sommes particulièrement intéressés à l'une de ces lois d'échelles, la relation entre le taux de formation d'étoiles (SFR) et la masse stellaire des galaxies, appelées communément la séquence principale des galaxies à formation d'étoiles. Nous avons étudié cette séquence principale, SFR-M*, en fonction de la morphologie et d'autres paramètres physiques comme le rayon, la couleur, la clumpiness. Le but étant de comprendre l'origine de la dispersion de cette relation en lien avec les processus physiques responsables de cette séquence afin d'identifier le mode principal de formation d'étoile gouvernant cette séquence. Ce travail a nécessité une approche multi-longueurs d'ondes ainsi que l'utilisation de simulations de profils de galaxies pour distinguer les différents types morphologiques de galaxies impliqués dans la séquence principale.
Author: Nicolas Martin Publisher: ISBN: Category : Languages : fr Pages : 170
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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.
Author: James Lequeux Publisher: EDP Sciences ISBN: 2759830276 Category : Science Languages : fr Pages : 657
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La matière interstellaire forme continuellement de nouvelles étoiles. Ce livre scientifique est destiné aux étudiants avancés et aux chercheurs, donne une description progressive et complète du milieu interstellaire, de sa physique et de sa chimie.
Author: Benoit Côté (Ph. D. en physique.) Publisher: ISBN: Category : Languages : fr Pages : 348
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Les vents galactiques sont des éléments importants à considérer dans les simulations numériques à grande échelle car ils ont des impacts sur la formation des galaxies environnantes. Puisque les galaxies sont mal résolues dans de telles simulations, les vents galactiques sont habituellement générés par des méthodes semi-analytiques. Dans le cadre de ce projet, un modèle galactique a été développé afin d'améliorer le modèle semi-analytique de Pieri et al. (2007). Ce nouveau modèle permet de suivre de manière consistante l'évolution de l'enrichissement des galaxies en tenant compte des vents stellaires, des supernovae et de différents scénarios de formation stellaire. Les vents galactiques sont générés par l'énergie thermique provenant des supernovae et des vents stellaires à l'intérieur des galaxies. Avec ce formalisme, seules les galaxies ayant une masse inférieure ou égale à 1010 MQ risquent de contribuer à l'enrichissement du milieu intergalactique. La distribution des vents galactiques dans ce milieu est calculée en respectant l'ordre chronologique des éjectas. De plus, la composition de ce vent peut désormais être décomposée en 31 éléments chimiques. Pour la même quantité d'étoiles formées durant l'évolution galactique, un taux de formation stellaire de longue durée produit un plus long vent galactique qu'un taux de formation stellaire de courte durée. Cependant, ce vent est alors moins dense et moins concentré en métaux. En augmentant l'efficacité de formation stellaire, la portée et la métallicité du vent galactique augmentent également. Par contre, dans certains cas, une trop grande quantité d'étoiles peut complètement balayer le milieu interstellaire de son gaz, ce qui altère l'évolution du vent galactique. Pour respecter la quantité de métaux observée dans le milieu intergalactique, les vents galactiques doivent provenir des galaxies ayant possédé une métallicité initiale différente de zéro au moment de leur formation. Dans ce cas et lors d'une collision galactique, les vents stellaires peuvent contribuer de manière significative au bilan énergétique et à la quantité de carbone et d'azote éjectée dans le milieu intergalactique.
Author: Médéric Boquien
Author: Médéric Boquien
Author: Maxime Beuret
Author: Yann Alibert
Author: Fadia Salmi
Author: Nicolas Martin
Author: James Lequeux
Author: Benoit Côté
Author: Benoit Côté (Ph. D. en physique.)
Author: 
Author: Hubert Reeves