ÉVOLUTION DES GALAXIES DANS LES DOMAINES X ET OPTIQUE

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ÉVOLUTION DES GALAXIES
DANS LES DOMAINES X ET OPTIQUE
HISTOIRE DE LA FORMATION D’ÉTOILES
ET DE LA MÉTALLICITÉ
Thèse présentée le 27 Octobre 2003 à l’Institut d’Astrophysique par
Damien Le Borgne
pour obtenir le grade de Docteur de l’Université Paris Sud XI
Spécialité : Astrophysique et méthodes associées
Devant la commission d’examen :
Président du jury : Guillaume Pineau-des-Forets
Directrice de thèse : Brigitte Rocca-Volmerange
Rapporteur : Jacqueline Bergeron : Martin Ward
Examinateur : Günther Hasinger : Jean Ballet
Invité : David Elbaz ii Remerciements
Mes remerciements vont d’abord à Brigitte qui a été pour moi une directrice de thèse remar-
quable. Sa gentillesse, sa très grande disponibilité, et ses conseils avisés ont été de nombreuses
fois extrêmement précieux au cours de ses trois années. Elle m’a proposé un sujet d’un grand
intérêt, lié à un domaine de l’astrophysique en plein essor. De plus, elle a parfaitement bien
su m’aider à remédier aux quelques périodes de doutes, scientifiques ou personnels, qui ont
jalonné mon travail, et à préparer l’après-thèse.
J’aimerais également remercier les rapporteurs de mon jury, Jacqueline Bergeron et Martin
Ward, qui ont m’ont honoré en acceptant ce rôle, et qui ont eu la gentillesse de lire attentive-
ment et de critiquer de façon constructive mon manuscrit. Merci aussi à Jean Ballet, Guenther
Hasinger, et David Elbaz pour leurs nombreuses remarques et leurs commentaires précieux.
Enfin, je suis très reconnaissant à ...
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ÉVOLUTION DES GALAXIES DANS LES DOMAINES X ET OPTIQUE HISTOIRE DE LA FORMATION D’ÉTOILES ET DE LA MÉTALLICITÉ Thèse présentée le 27 Octobre 2003 à l’Institut d’Astrophysique par Damien Le Borgne pour obtenir le grade de Docteur de l’Université Paris Sud XI Spécialité : Astrophysique et méthodes associées Devant la commission d’examen : Président du jury : Guillaume Pineau-des-Forets Directrice de thèse : Brigitte Rocca-Volmerange Rapporteur : Jacqueline Bergeron : Martin Ward Examinateur : Günther Hasinger : Jean Ballet Invité : David Elbaz ii Remerciements Mes remerciements vont d’abord à Brigitte qui a été pour moi une directrice de thèse remar- quable. Sa gentillesse, sa très grande disponibilité, et ses conseils avisés ont été de nombreuses fois extrêmement précieux au cours de ses trois années. Elle m’a proposé un sujet d’un grand intérêt, lié à un domaine de l’astrophysique en plein essor. De plus, elle a parfaitement bien su m’aider à remédier aux quelques périodes de doutes, scientifiques ou personnels, qui ont jalonné mon travail, et à préparer l’après-thèse. J’aimerais également remercier les rapporteurs de mon jury, Jacqueline Bergeron et Martin Ward, qui ont m’ont honoré en acceptant ce rôle, et qui ont eu la gentillesse de lire attentive- ment et de critiquer de façon constructive mon manuscrit. Merci aussi à Jean Ballet, Guenther Hasinger, et David Elbaz pour leurs nombreuses remarques et leurs commentaires précieux. Enfin, je suis très reconnaissant à Guillaume Pineau-des-Forêts d’avoir accepté de présider ce jury. Ma thèse s’est déroulée dans des conditions matérielles excellentes, et je le dois à tout le personnel technique, au service informatique, et à la direction de l’IAP. Merci aussi à l’équipe enseignante de l’École Polytechnique qui m’a permis d’accorder les fonctions de moniteur que j’exerçais dans ses locaux ces trois années avec mes activités de thèse. Cette thèse ne se serait évidemment pas déroulée aussi agréablement sans mes nombreux amis qui ont préparé la leur en même temps que moi. Merci à Maria, Bastien, Ester, Sébastien, Fred, Rodriguo et Brice pour les innombrables pauses café, à Claudia et Gianfranco pour leurs qualités de traducteurs, à Félix pour son extrême gentillesse et son aide technique précieuse. Merci aux post-docs pour leur dynamisme, en particulier Nick , Niruj, et Carlos. Merci aussi à Cyril, Fred (un autre), Baptiste et Philippe pour leur amitié et les boeufs endiablés qui nous ont plusieurs fois réunis. Merci surtout à Jérémy, qui rentre dans un bon nombre de ces catégories, et qui a bravement partagé mon bureau pendant ces trois années. Je n’oublierai pas nos nom- breuses parties de XBlast et de Baby. Merci aussi à tous ceux que je n’ai pas cité, mais que je garde en mémoire. Merci enfin à ma famille pour son éternelle affection : mes parents, ma soeur, Tina, mes grands-parents, et à Laure qui sait bien tout ce que je lui dois. iii iv Résumé Nous présentons dans ce travail un couplage cohérent des distributions spectrales d’énergies de galaxies évoluées aux longueurs d’onde X et optiques. Les nouveaux télescopes spatiaux en orbite (XMM et CHANDRA) ainsi que les grands téles- copes au sol (VLT) permettent aujourd’hui d’observer avec une grande précision les galaxies proches comme les plus lointaines. L’étude des sources de rayons X dans les galaxies met en évidence le rôle particulier des étoiles en fin de vie. Parmi celles-ci, les restes de supernovae, les binaires X de faible masse et les binaires X de grande masse sont des sources particulièrement brillantes. Du gaz chaud est également présent dans les régions de formation d’étoiles et dans les galaxies elliptiques. Enfin, l’absorption des photons X par le gaz froid du milieu interstellaire est souvent très grande aux énergies inférieures à 1 keV. L’association de la modélisation des spectres de ces sources avec un code de synthèse spec- trale évolutive nous permet de prédire les spectres X de galaxies dont les histoires de for- mation d’étoiles peuvent être très diverses. Nous étendons ainsi la couverture spectrale des spectres synthétiques calculés jusqu’à présent dans les domaines ultraviolet, visible, et infra- rouge proche. La force du modèle d’évolution est de pouvoir prédire de façon cohérente la formation d’étoiles (qui se manifeste principalement dans l’optique), et la mort de ces étoiles (dont les restes sont souvent des objets compacts émetteurs de rayons X). De plus, les mé- tallicités du milieu interstellaire et des étoiles, qui évoluent au fur et à mesure que les étoiles meurent, ont des signatures particulières dans tous ces domaines de longueur d’onde. Nous présentons les résultats de spectres et de couleurs X obtenus pour tous les types spectraux de galaxies. Nous expliquons les corrélation observées entre le taux de formation d’étoiles, les luminosités en bande B et les luminosités aux longueurs d’onde X. Nous appli- quons ensuite nos modèles à la prédiction des fonctions de luminosité X des galaxies normales, puis nous estimons la fraction du fond diffus X qui peut être attribuée à ces galaxies. L’étude de la formation d’étoiles et de l’évolution de la métallicité est faite conjointement dans le visible. Nous construisons un code de synthèse spectrale automatique et nous l’appli- quons à l’analyse de galaxies elliptiques proches. Nous présentons également une extension de ce code, permettant d’estimer des décalages spectraux photométriques, et nous l’utilisons pour analyser des galaxies lointaines. Enfin, nous proposons une étude des raies en stellaires en absorption dans la lumière visible des galaxies, en associant le code d’évolution PÉGASE à une bibliothèque stellaire à haute résolution spectrale. Nous définissons alors deux nouveaux indices qui caractérisent bien l’âge et la métallicité d’une population stellaire. v Abstract We present here an attempt to link consistently the spectral energy distributions of evolved galaxies in X-rays and in the optical. New X-ray observatories in orbit (XMM et CHANDRA) as well as large ground-based teles- copes (VLT) can now observe near and distant galaxies with a high precision. The study of X-ray sources in galaxies enhances the major role played by dying stars. Super- novae remnants, high mass X-ray binaries and low-mass X-ray binaries are probably the most frequent and the most luminous ones. Some hot gas is also present in star forming regions and in elliptical galaxies. The absorption by the cold interstellar medium is often very strong below 1 keV. By associating the modeled spectra of theses sources and a code of evolutionary spectral synthesis, we can predict the X-ray spectra of galaxies, which may have various star formation histories. We extend the spectral covering of the energy distributions computed until now from the ultraviolet to the near infrared. The strength of this coupling is its ability to predict consis- tently the formation of stars (which appears mainly in the optical spectra), and their deaths (the remnants being often strong X-ray sources). Moreover, the metallicities of the stars and of the interstellar medium evolve as the stars die, and show various features at every wavelength. We present the predicted spectra and X-ray colors of synthetic galaxies of every spectral type. We explain the correlations observed between the star formation rates, the B-band lu- minosities and the X-ray luminosities. Then, we apply our models to the prediction of X-ray luminosity functions for normal galaxies. Using these results, we provide an estimation of the contribution of normal galaxies to the X-ray background. Moreover, the study of the star formation history and of the evolution of metallicity is also done in the optical. We make a code of inverse spectral synthesis and we apply it to local elliptical galaxies. We also use an extension of this code to compute photometric redshifts and to analyse the star formation histories of distant galaxies. Finally, we propose a study of the stellar absorption lines in the optical light of galaxies, by linking the code of spectrophotometric evolution PÉGASE to a new high resolution spectral library. Then, we define two new spectra indices characterizing well the ages and the metalli- cities of stellar populations. vi Table des matières 1 Introduction 1 2 Modélisation des sources X galactiques discrètes et diffuses 7 2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 2.2 Sources cosmiques de rayons X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 2.3 Vue d’ensemble des sources X Galactiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 2.4 Restes de supernovae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 2.5 Binaires X de faible et grande masses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32 2.6 Emission par le gaz chaud . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42 2.7 Noyaux actifs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45 2.8 Autres émetteurs X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48 2.9 Absorption par le milieu interstellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 2.10 Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54 3 Modéliser l’évolution des galaxies 57 3.1 Populations stellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58 3.2 Le code d’évolution PÉGASE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 3.3 Scénarios d’évolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 3.4 Couleurs optiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62 3.5 Synthèse spectrale inverse & redshifts photométriques . . . . . . . . . . . . . . 64 4 Résultats : synthèse évolutive X-optique de galaxies 85 4.1 Évolution des quantités d’émetteurs X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86 4.2 Atlas de spectres X-optiques de galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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