Mécanismes éteignant la formation des étoiles au sein de galaxies proches

par Barbara Mazzilli (Mazzilli-ciraulo)

Projet de thèse en Astronomie et Astrophysique

Sous la direction de Françoise Combes-bottaro et de Anne-Laure Melchior.

Thèses en préparation à Paris Sciences et Lettres , dans le cadre de École doctorale Astronomie et astrophysique d'Île-de-France (Meudon, Hauts-de-Seine) , en partenariat avec Laboratoire d’Etude du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique (Paris) (laboratoire) et de Observatoire de Paris (établissement de préparation de la thèse) depuis le 30-09-2018 .


  • Résumé

    L'extinction de l'activité de formation d'étoiles au sein des galaxies est l'une des questions clés de leur évolution et a commencé autour de z = 2 (e.g. Madau et Dickinson, 2014). Les galaxies, observées en transition entre une phase active bleue formant un nuage de galaxies riches en gaz et une séquence rouge de galaxies gazeuses au repos évoluant passivement, sont activement étudiées pour comprendre les processus impliqués dans cette évolution de la formation stellaire. Fang et al. (2013) soutiennent que la présence d'un sphéroïde central dense au cœur de ces galaxies vertes, identifiées par leur couleur u-r et leur taux de formation d'étoiles spécifique, précède la réduction de l'activité de formation d'étoiles. Selon Bremer et al. (2018), le temps de transition est de l'ordre de 1-2 Gyr pour l'évolution séculaire du disque, alors que les sphéroïdes purs résultant de fusions riches en gaz transitent très rapidement (e.g. Schawinski et al., 2014). L'environnement joue un rôle clé (e.g. Coenda et al., 2018), car le temps d'extinction et l'amplitude du taux de formation d'étoiles diminuent avec des environnements à densité plus élevée. En parallèle, le temps d'appauvrissement moléculaire est compris entre 0,5 et 3Gyr et dépend fortement de la masse stellaire et du taux de formation d'étoiles spécifique (Saintonge et al., 2011). Dans les galaxies isolées, l'analyse du gaz ionisé optique permet de penser que la formation d'étoiles s'arrête d'abord au cœur des galaxies. Belfiore et al. (2016) ont étudié un échantillon de 646 galaxies. S'appuyant sur les diagrammes de diagnostic de Baldwin, Phillips et Terlevich (1981) revisités par de nombreux auteurs (e.g. Kewley et al., 2013), ils montrent que les galaxies avec des régions centrales à faible émission d'ionisation correspondent aux galaxies de la zone de transition. Il est discuté que contrairement aux régions de formation d'étoiles, le gaz n'est pas chauffé par des étoiles chaudes mais plutôt par des étoiles géantes post-asymptotiques (AGB). S'appuyant sur un échantillon de 35 galaxies spirales passives, Fraser-McKelvie et al. (2018) notent un excès significatif de barres et de barres à anses par rapport aux galaxies spirales régulières alors que les galaxies au sein d'amas semblent avoir perdu leur gaz à l'extérieur. Cependant, ils concluent que l'extinction résulte très probablement d'un mélange de mécanismes liés à leur structure interne et à l'environnement galactique, comme cela a également été discuté par Carnall et al. (2018). La présence de trous noirs supermassifs dans le cœur des galaxies, avec une masse proportionnelle à la masse du bulbe (Merritt & Farrarese 2001), est liée à l'efficacité de la formation d'étoiles qui y est observée, comme l'ont étudié Martin-Navarro et al. (2018). Il existe une corrélation entre le taux de formation d'étoile spécifique et la luminosité de l'AGN (e.g. Barrows et al., 2017), et une rétroaction positive d'un AGN (Concas et al., 2017, Woo et al., 2017) peut réduire la formation d'étoiles au sein d'une galaxie. Alternativement, Kaviraj et al. (2015) montrent sur un échantillon de 550 galaxies proches que l'AGN est peu susceptible de réguler la formation d'étoiles pour les galaxies dans la vallée verte. De plus, ces mécanismes décrivant une extinction de formation stellaire au centre des galaxies ne sont probablement pas universels car dans un environnement dense comme des groupes ou des amas de galaxies, l'extinction pourrait aussi se produire à l'extérieur (e.g. Peng & Maiolino, 2014). Dans l'étude GASP (GAs Stripping Phenomena dans les galaxies avec MUSE), Poggianti et al. (2017) explorent 114 galaxies optiques dans différents environnements avec des signatures optiques de débris unilatéraux ou de queues suggérant des processus d'interaction affectant le gaz à l'extérieur des galaxies. Gullieuszik et al. (2017) ont montré que le gaz est éliminé dans une galaxie de type méduse JO204 dans A957 et l'activité de formation d'étoiles est réduite dans la partie extérieure. Alors que Kaviraj (2014) ont trouvé que 40% de la formation d'étoiles dans les galaxies spirales locales est induite par des fusions mineures, van de Voort et al. (2018) ont discuté que six tels événements de fusion mineure réduisent subséquemment l'efficacité de formation d'étoile par des ordres de grandeur dans leurs galaxies d'hôte mais gardent une importante composante moléculaire. Les grandes études de gaz moléculaire détectent les galaxies avec une distribution exponentielle de gaz, tandis que très peu de galaxies présentent un trou dans le centre. Young et al. (1995) ont trouvé 10 galaxies à anneaux CO et 18 galaxies avec des pics de CO décalés sur 193 galaxies cartographiées. Quelles sont les causes du trou central observé dans la distribution de gaz dans les galaxies comme notre voisine Andromède ou son analogue NGC7331? Est-ce dû à une collision ? En plus d'une intense activité de fusion, Andromède est connue pour avoir subi une collision frontale avec M32 (Block et al., 2006), ce qui pourrait expliquer son anneau moléculaire central. Un déficit de gaz moléculaire est observé dans la partie centrale (Melchior & Combes 2013, 2017), alors que du gaz ionisé y est détecté. Cependant, il n'est pas clair si le chauffage du gaz est dû à des étoiles post-AGB ou à des chocs, quels sont les effets de l'AGN, probablement actif dans le passé sur l'arrêt de l'activité de formation d'étoiles. Saintonge et al. (2011) montre sur 350 galaxies proches qu'il existe de forts seuils de détection dans les raies HI et CO, dans des paramètres structuraux tels que la densité de surface de masse stellaire et l'indice de concentration. Le but du travail proposé est de déterminer si les galaxies centrales du LIER ont un déficit de gaz moléculaire, et si les galaxies avec un trou central dans le gaz sont sur la vallée verte. L'exploration de données sera d'abord effectuée et complétée par des observations pour comprendre quels sont les mécanismes qui régulent la formation d'étoiles et rechercher un paradigme expliquant l'extinction de l'activité de formation d'étoiles. La corrélation linéaire observée entre les densités de surface de formation d'étoiles et de gaz moléculaire (e.g. Bigiel et al., 2008) est censée régir l'évolution des galaxies, tandis que certaines exceptions sont observées (e.g. van de Voort et al. 2018) Quel est le contenu moléculaire du centre des galaxies de type LIER ? Les galaxies présentant un trou ou anneau central moléculaire appartiennent-elles à la population LIER et / ou à la vallée verte ? Quelle est la teneur en gaz neutre de ces galaxies ? Dans le cadre d'une collaboration internationale, le projet SIGNALS proposé au CFHT avec SITELLE prévoit d'observer du gaz ionisé dans 34 galaxies voisines pour explorer l'activité de formation d'étoiles. L'idée est de se concentrer sur les candidats LIER ou de la vallée verte et d'étudier leurs propriétés de formation de gaz et d'étoiles. Des observations complémentaires seront proposées pour NOEMA ou ALMA, afin de vérifier si l'activité de formation d'étoiles est proportionnelle au contenu en gaz moléculaire. Cela permettra de mieux caractériser certains mécanismes restreignant la formation d'étoiles. ---

  • Titre traduit

    Mechanisms of star formation quenching in local galaxies


  • Résumé

    The quenching of the star formation activities is one of the key question of the evolution of the galaxies and started around z=2 (e.g. Madau & Dickinson, 2014). Galaxies, observed in transition between a blue active star forming cloud of gas-rich galaxies and a red sequence of passively evolving quiescent gas-poor galaxies ones, are actively studied to understand the processes involved in this evolution of the star formation. Fang et al. (2013) argue that the presence of a dense central spheroid in the heart of these green galaxies, identified on their u-r colour and specific star formation rate, precedes the reduction of the star formation activity. According to Bremer et al. (2018), the transition time is of the order of 1-2 Gyr for secular disc evolution, while pure spheroids resulting from gas-rich mergers transit much quickly (e.g. Schawinski et al. 2014). The environment plays a key role (e.g. Coenda et al. 2018), as the quenching time and amplitude of star formation rate decrease towards higher density environments. In parallel, the molecular depletion time lies in the range 0.5-3Gyr and strongly depends on the stellar mass and on the specific star formation rate (Saintonge et al. 2011). In isolated galaxies, the analysis of the optical ionised gas supports the view that the star formation stops inside out. Belfiore et al. (2016) studied a sample of 646 galaxies. Relying on Baldwin, Phillips, Terlevich diagnostic diagrams (1981) revisited by many authors (e.g. Kewley et al. 2013), they showed that galaxies with central low-ionisation emission-line regions (LIER) correspond to galaxies in the transition zone. It is discussed that contrary to star forming regions, the gas is not heated by hot stars but rather by post-asymptotic giant branch (AGB) stars. Relying on a sample of 35 passive spiral galaxies, Fraser-McKelvie et al. (2018) note a significant excess of bars and ansa bars with respect to regular spiral galaxies while cluster galaxies seem to have suffered from gas stripping. However, they conclude that the quenching results most probably from a mixture of mechanisms related to their internal structure and galactic environment, as also discussed by Carnall et al. (2018). The presence of supermassive black holes in the heart of galaxies, with a mass proportional to the bulge mass (Merritt & Farrarese 2001), is related to the star formation efficiency observed there, as studied by Martin-Navarro et al. (2018). There is a correlation between the specific star formation rate and the AGN luminosity (e.g. Barrows et al. 2017), and positive feedback from an AGN (e.g. Concas et al. 2017, Woo et al. 2017) can reduce the central star formation of a galaxy. Alternatively, Kaviraj et al. (2015) show on 550 nearby galaxies that the AGN is unlikely to regulate the star formation for galaxies in the green valley. Furthermore, this inside-out mechanisms are probably not universal as in dense environment like groups or clusters of galaxies, the quenching could also occur outside-in (e.g. Peng & Maiolino 2014). In the survey GASP (GAs Stripping Phenomena in galaxies with MUSE), Poggianti et al. (2017) are exploring on the optical 114 galaxies in different environments with optical signatures of unilateral debris or tails reminiscent of gas-stripping processes. Gullieuszik et al. (2017) have shown that gas is stripped out in JO204 a jellyfish galaxy in A957 and the star formation activity is reduced in the outer part. While Kaviraj (2014) found that 40 percent of star formation in local spiral galaxies is induced by minor mergers, van de Voort et al. (2018) discussed that six such minor merger events subsequently reduce the star formation efficiency by orders of magnitude in their host galaxies but keep a sizeable molecular component. Large molecular gas surveys detect galaxies with an exponential distribution of gas, while very few galaxies present a hole in the centre. Young et al. (1995) found 10 CO ring galaxies and 18 galaxies with offset CO peaks on 193 mapped survey galaxies. What are the causes of the central hole observed in the gas distribution in galaxies like our neighbour Andromeda or its analogue NGC7331? Is it due to a collisional activity? Beside an intense merging activity, Andromeda is known to have experienced a frontal collision with M32 (Block et al. 2006) which could account for its central gas ring. A deficit of molecular gas is observed in the central part (Melchior & Combes 2013, 2017), while some ionized gas is detected. However, it is not clear if the gas heating is due to post-AGB stars or to shocks, what are the effects of the past AGN feedback on the quenching of the star formation activity. Saintonge et al. (2011) shows on 350 nearby galaxies that there are strong detection thresholds in both the HI and CO lines, in structural parameters such as stellar mass surface density and concentration index. The goal of the proposed work is to figure out if central LIER galaxies have a deficit of molecular gas, and if galaxies with a central hole in gas are on the green valley. Data mining will first be performed and completed by observations to understand what are the mechanisms which regulate the star formation and to search a paradigm for the quenching of the star formation activity. The linear correlation observed between the star formation and molecular gas surface densities (e.g. Bigiel et al. 2008) is thought to rule the evolution of galaxies, while some exceptions are observed (e.g. van de Voort et al. 2018). What is the molecular content of central LIER galaxies? Do the galaxies exhibiting molecular central hole or ring belong to the LIER population and/or the green valley? What is the neutral gas HI content of these galaxies? In an international collaboration, the SIGNALS project proposed at CFHT with SITELLE plans to observed ionised gas in 34 nearby galaxies to explore the star formation activity. The idea is to focus on the LIER or green valley candidates and to study their gas and star formation properties. Complementary observations will be proposed for NOEMA or ALMA, to check if the star formation activity follows the molecular gas content. This will allow to better characterise some mechanisms of star formation quenching. Baldwin et al. 1981, PASP 93, 5 Barrows et al. 2017, ApJ 850, 27 Belfiore et al. 2016, MNRAS 461, 3111 Bigiel et al. 2008, AJ 136, 2846 Block et al. 2006, Nature 443, 71 Bremer et al. 2018, MNRAS 157, arXiv:1801.04277 Carnall et al. 2018, arXiv:1712.04452 Coenda et al. 2018, MNRAS 473, 5617 Concas et al. 2017, A&A 606, A36 Fang et al. 2013, APJ 776, 63 Fraser-McKelvie et al. 2018, MNRAS 474, 1909 Gullieuszik et al. 2017, ApJ 846, 27 Kaviraj 2014, MNRAS 440, 2944 Kaviraj et al. 2015, MNRAS 452, 774 Kewley et al. 2013, ApJ 774, L10 Madau, Dickinson 2014, ARA&A 52, 415 Martin-Navarro et al. 2018, Nature 552, 307 Melchior & Combes 2013, A&A 549, 27 Melchior & Combes 2017, A&A 607, L7 Merritt & Farrarese 2001, MNRAS 329, L30 Peng & Maiolino 2014, MNRAS 443, 3643 Poggianti et al. 2017, ApJ 844, 48 Saintonge et al. 2011, MNRAS 415, 32 Schawinski et al. 2014, MNRAS 440, 889 Van de Voort et al. 2018, MNRAS, arXiv:1801.08140 Woo et al. 2017, ApJ 839, 120 Young et al. 1995, ApJS 98, 219