Étude statistique et multi-longueurs-d'onde de la formation d'étoiles dans les galaxies

par Corentin Schreiber

Thèse de doctorat en Sciences de l'univers

Sous la direction de David Elbaz.

Soutenue le 07-10-2015

à Paris Saclay , dans le cadre de École doctorale Astronomie et astrophysique d'Île-de-France (Meudon, Hauts-de-Seine) , en partenariat avec Université Paris-Sud (établissement opérateur d'inscription) et de Astrophysique Instrumentation Modélisation (Gif-sur-Yvette, Essonne) (laboratoire) .


  • Résumé

    Le but global de cette thèse est de caractériser les processus qui régulent la formation d'étoiles à grande échelle dans les galaxies. Durant les quinze dernières années, le développement de l'astronomie infrarouge, portée par les satellites ISO, IRAS, Spitzer et Herschel, a révolutionné notre conception de l'évolution des galaxies. En observant le rayonnement émis par la poussière interstellaire, ces observatoires permettent de détecter l'énergie et la matière qui reste désespérément invisible aux télescopes optiques, et ont découvert ainsi une part conséquente et pourtant insoupçonnée de l'activité des galaxies. Les travaux de ma thèse reposent donc en grande partie sur les données acquises par le satellite Herschel, qui permet pour la première fois de détecter l'émission infrarouge des galaxies "normales" à de grandes distances (z=2). En m'appuyant sur ces nouvelles données, j'étudie statistiquement plusieurs milliers de galaxies à différentes époques de l'Univers. En particulier, j'apporte les meilleures contraintes disponibles à ce jour sur les propriétés de la "Séquence Principale" des galaxies. L'existence de cette séquence (la corrélation entre la masse stellaire, M* et le taux de formation d'étoile, SFR) s'est trouvée être un outil formidable pour comprendre l'évolution des galaxies. La faible dispersion observée autour de cette séquence suggère que la majorité des galaxies grandi par des épisodes de formation d'étoile longs et réguliers, et non par des processus violents comme ceux qui résultent de la collision (ou fusion) de deux galaxies. En développant une nouvelle technique d'analyse d'image, je montre en particulier que plus des deux tiers de la masse des étoiles observée aujourd'hui dans l'Univers ont été formées au sein de la Séquence Principale, et qu'il s'agit donc du mode dominant de croissance des galaxies. Dans un deuxième temps, je m'intéresse à caractériser l'évolution de la forme de cette séquence avec le temps, c'est à dire principalement la pente de la corrélation SFR-M*. Conformément aux résultats d'autres études publiées indépendamment, je trouve que cette pente évolue et décroit avec le temps, de sorte que les galaxies les plus massives forment relativement moins d'étoiles aujourd'hui que dans le passé. J'étudie les origines possibles de cette évolution, en quantifiant par exemple l'évolution morphologique des galaxies et la croissance des bulbes, ainsi que l'évolution du contenu en gaz d'hydrogène, le carburant de la formation d'étoile. J'en déduis que le changement de pente de la Séquence Principale peut être principalement expliqué par une variation de l'efficacité de formation d'étoile, et non par un processus morphologique ou par un manque de gaz. Les différentes observations que j'ai effectuées dans les travaux sus-cités me permettent d'établir des relations simples pour simuler les propriétés observables des galaxies, en particulier leurs spectres. J'utilise ces recettes pour créer une simulation réaliste d'un champ profond qui me sert à tester mes méthodes d'analyse, et qui reproduit correctement le fond diffus infrarouge. Enfin, j'introduis des résultats préliminaires sur la formation d'étoile dans l'Univers jeune (z=4) obtenus grâce à de nouvelles données acquises par le télescope ALMA. Je décris en particulier les contraintes apportées sur la Séquence Principale à cette époque, et j'étudie plus en détail deux galaxies extrêmement distantes que j'ai découvert par chance dans ces données. Ces galaxies sont parmi les plus lointaines connues à ce jour, et sont probablement les plus massives et poussiéreuses jamais détectées dans un Univers âgé de moins d'un milliard d'années.

  • Titre traduit

    A statistical and multi-wavelength study of star formation in galaxies


  • Résumé

    The main goal of this thesis is to characterize the processes that regulate large-scale star formation in galaxies. During the last fifteen years, the development of infrared astronomy through the satellites ISO, IRAS, Spitzer and Herschel has revolutionized our conception of galaxy evolution. By observing the light emitted by the interstellar dust, these observatories allow us to detect the energy and matter that remain elusive to the best optical telescopes, and have thereby discovered a substantial yet unexpected part of the star formation activity of galaxies. The work of my thesis hence rely heavily on the data acquired by the Herschel satellite, which allow for the first time the detection in the infrared of "normal" galaxies at great distances (z=2).Taking advantage of these new data, I perform a statistical study of several thousands of galaxies at different epochs of the Universe. In particular, I bring forward the best constraints available today on the properties of the "Main Sequence" of galaxies. The existence of this sequence (the correlation between the stellar mass, M*, and the star formation rate, SFR) turned out to be a incredibly useful tool to understand galaxy evolution. The small dispersion that is observed around this sequence suggests that the majority of galaxies are growing through long and steady episodes of star formation, rather than intense bursts like those triggered by the collision (of merger) of two galaxies. By developing a new image analysis technique, I show in particular that more than two thirds of the mass of stars present in the Universe today has been formed within Main Sequence galaxies, hence that this is the dominant mode of galaxy growth.Then I approach another aspect of the Main Sequence, that is the characterization of the evolution of its shape, i.e., the slope of the SFR-M* correlation. In agreement with other studies that were published independently, I find that this slope evolves and decreases with time, so that the most massive galaxies are forming relatively fewer stars per year today than they used to in the past. I study the various possible causes for this evolution, by quantifying for example the morphological evolution of these galaxies and the growth of bulges, as well as the evolution in their hydrogen gas content, which is the fuel for star formation. I deduce from these observations that the change of slope of the Main Sequence can be mainly attributed to a decrease of the star formation efficiency, rather than by a morphological process or a lack of gas.The various observations I have made throughout the work described above allow me to establish simple prescriptions to simulate the observable properties of galaxies, in particular their spectrum. I use these recipes to create a realistic simulation of a deep field, that I use to test my analysis methods and that reproduces consistently the cosmic infrared background.Lastly, I introduce some preliminary results on star formation in the young Universe (z=4) obtained thanks to new data acquired with the ALMA telescope. I describe in particular the resulting new constraints on the Main Sequence at this epoch, and study in more detail two extremely distant galaxies that I have discovered by chance in these data. These two galaxies are among the most distant known today, and are probably the most massive and most dusty ever detected in a Universe that is less than a billion years old.


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Autre version

Cette thèse a donné lieu à une publication en 2016 par Springer International Publishing à Cham

A Statistical and Multi-wavelength Study of Star Formation in Galaxies

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