Galaxies J1 David ElbazModliser l'volution des galaxies Page 1

1
Modéliser l'évolution des galaxies
1 Modélisation de l'évolution chimique des
galaxies 2 Le fond diffus cosmologique 3
Modélisation de l'évolution spectro-photométrique
des galaxies
2
1 Evolution chimique des galaxies les principes

• Paramètres fondamentaux
• durée de vie des étoiles f(M)
• distribution en masse des étoiles au moment de
  leur naissance (IMF initial mass function)
• Taux de formation d'étoiles (SFR star formation
  rate)
• production en éléments lourds des étoiles
  "yield"
• mécanismes d'éjection (vents stellaires,
  supernovae)
• mélange avec le gaz interstellaire
• interaction avec l'environnement
  (accrétion/éjection infall ou inflaw/outflow ou
  galactic wind)

Tinsley 1980
3
Evolution of post main sequence stars

• On the exhaustion of core hydrogen, the core
  contracts and the temperature just outside the
  core is sufficiently high for shell hydrogen
  burning to start CNO cycle
• The star moves off the main sequence and on to
  the red giant branch (RGB). The stellar radius
  increases to typically 100 solar radii and the
  products of stellar nucleosynthesis (primarily He
  and N, as products of the CNO cycle) begin to
  appear at the stellar surface.
• As the core mass increases, the core temperature
  rises until the onset of core helium burning. In
  the lower mass stars, this can occur in a violent
  process known as the helium flash (Zeilik et al.
  1992). The star now leaves the RGB and settles on
  the horizontal branch (HB), in a relatively
  stable He-burning phase.
• When the core helium is exhausted, the core
  contracts and the star becomes cooler, once again
  moving to the right on the HR diagram. The star
  is now on the asymptotic giant branch (AGB).
  Shell hydrogen burning persists and shell helium
  burning commences. The energy production of this
  shell is large, causing renewed expansion (Becker
  Iben 1979). The helium shell is wholly
  converted to carbon, and shell hydrogen burning
  almost stops.
• The majority of low and intermediate mass stars
  (M1-8M?) are believed to pass through a
  post-asymptotic giant branch (PAGB) stage on
  their way to becoming planetary nebulae (PNe).
• The Envelope of the star is only loosely bound
  because the AGB star has a large radius. During
  the shell flashes the envelope is subjected to
  bursts of photons and energy.
• With some complications glossed over, the
  envelope and as much
• as 50 of the stellar mass is detached from the
  star and expelled
• into space leaving the AGB star very hot core
  exposed.
• This is called a Planetary Nebula.

4
Durée de vie/évolution des étoiles

• Etoiles de 0.4-10 M?
• Epuisement de l'H dans le cur de l'étoile
• il se contracte et sa température croît
• les parties externes s'étendent, refroidissent.
• La luminosité de l' augmente, elle devient une
  géante rouge (RGB red giant branch).
• T(centre) 3x108K gt combustion de l'Hélium la
  température augmente et l'étoile passe vers la
  gauche (côté bleu) du diagramme HR horizontal
  branch.
• Epuisement de l'hélium dans le cur, l' monte
  vers le haut-droit du diagramme HR, parallèlement
  à la RGB, d'où le nom de AGB (Asymptotic Giant
  Branch)

5
Durée de vie/évolution des étoiles

• Etoiles de 0.4-10 M?
• Epuisement de l'H dans le cur de l'étoile
• il se contracte et sa température croît
• les parties externes s'étendent, refroidissent.
• La luminosité de l' augmente, elle devient une
  géante rouge (RGB red giant branch).
• T(centre) 3x108K gt combustion de l'Hélium la
  température augmente et l'étoile passe vers la
  gauche (côté bleu) du diagramme HR horizontal
  branch.
• Epuisement de l'hélium dans le cur, l' monte
  vers le haut-droit du diagramme HR, parallèlement
  à la RGB, d'où le nom de AGB (Asymptotic Giant
  Branch)

6
Durée de vie - luminosité des étoiles
Table issue de Pagel (1993)
Etoiles sur la séquence principale combustion
H-gt He ZAMS zero-age main sequence
7
Formation des éléments plus lourds que N

• s-process "slow neutron capture process".
  Capture neutronique lente (plusieurs milliers
  d'années). Processus de nucléosynthèse stellaire
  qui se produit à faible densité de neutrons et à
  des températures stellaires intermédiaires,
  principalement dans les phases AGB. Augmente la
  masse des noyaux dans la vallée de stabilité par
  capture de neutrons suivie de radioactivité ? n
  -gt p e-? (hors noyau la durée de vie du neutron
  est de 886.8 secondes, i.e. 14.8 minutes)
• r-process capture rapide de neutrons, se produit
  au cours de l'explosion de supernovae (haute
  densité, 1022 neutrons cm-2s-1, température)-gt
  noyaux instables puis décroissance ?.

8
Les 3 domaines de masses des étoiles

• Etoiles massives (m 8 M?) traversent toutes les
  
• combustions nucléaires jusqu'au Fe. Terminent
  leur
• vie en supernova de type II (ou Ib), suivie par
  la
• formation d'une étoile à neutrons ou un trou
  noir.
• Etoiles de masses intermédiaires (1.9 m/M?
  8) 1.9 M? est la masse minimale pour la
  combustion de l'He non dégénérée. Après avoir
  épuisé le cur d'He, la combustion de l'He se
  propage dans une coquille qui s'étend et provoque
  l'extinction de celle d'H. Cela constitue le
  début de la phase AGB, puis la combustion de l'H
  reprend et la compétition avec celle d'He produit
  des pulsations thermiques en phase AGB
  (indicateurs de distance type Céphéïdes). Puis
  ces étoiles perdent leur enveloppe et terminent
  leur vie en naines blanches.
• Etoiles de petite masse (0.08-0.1 m/M? lt 1.9)
  combustion dégénérée de l'He avec flash
  (He-flash) au sommet de la phase RGB (red giant
  branch), puis terminent leur existence comme les
  masses intermédiaires.

9
Restes stellaires et limite de Chandrasekhar

• M(reste)gt1.4 M?, la pression des e- dégénérés ne
  résiste par à la gravité et donc pas de naine
  blanche formée, mais étoile à neutrons ou trou
  noir.
• Cette masse limite est la limite de
  Chandrasekhar.
• M(étoile MS)gt10 M?, le reste stellaire laissé par
  la SNII (3 M?) est trop massif pour devenir une
  étoile à neutrons, -gt trou noir.
• M(étoile MS)gt25 M?, pas de reste stellaire.

10
Métallicité
11
Eléments produits par les supernovae de type Ia
(SNIa)
Les supernovae de type Ia (SNIa) sont des
binaires qui terminent leur vie par une
explosion. La modélisation de leur taux est
compliquée car elle suppose de comprendre la
fraction d'étoiles qui se combinent en binaires
dans les conditions requises pour produire une
SNIa. 1 SNIa produit 0.6 M? de Fe56 qui résulte
de la décroissance radioactive du Ni -gt Co -gt Fe
responsable de la lumière de la SNIa.
12
Eléments produits par les supernovae de type II
(SNII)
Les supernovae de type II (SNII) sont des étoiles
plus massives que 8 M? qui terminent leur vie par
une explosion. 1 SNII produit 0.07 M? de Fe56.
13
Les rapports d'abondance et leur signification
14
Dépendance des vents et éjecta de SNII avec la
métallicité
M
ZZ?
ZZ?/20
ZZ?
M/M?
M des restes stellaires
Maeder (1992, AA 264, 105)
15
Fonction de masse initiale (IMF) et taux de
formation d'étoiles (SFR)
IMF (initial mass function) distribution
relatives des différentes masses stellaires au
moment de leur naissance
L'IMF donne le nombre d'étoiles par intervalle de
masses stellaires m,mdm et par masse totale
d'étoiles formées. Pour la distribution en masse
par intervalle de masses stellaires, on utilise
aussi
Normalisation de l'IMF
Les valeurs typiques des bornes sont mlow0.1 M?
et mup100 M? Le taux de formation d'étoiles
(SFR, star formation rate) est la masse d'étoiles
formées par unité de temps par la galaxie.
Dans le voisinage solaire
16
Détermination de la fonction de masse initiale
(IMF)

• La 1ère détermination de l'IMF a été réalisée par
  Salpeter (1955, ApJ 121, 161)
• fonction de luminosité des étoiles dans le volume
  local dN/dMV où MV magnitude absolue.
• relation masse-luminosité dMV/dln(m)
• -gt PDMF (present-day mass fraction)
• distribution en masses observée actuellement
  (t0âge univers aujourd'hui)
• Il faut ensuite corriger de l'histoire de
  formation d'étoiles et des morts stellaires
• Pour m0.9 M? durée de vie gt âge de la galaxie
  (t0-tform, où tformformation galaxie).

Pour mgt 2 M? les étoiles ont une durée de vie
(?m) très courte p.r. à l'âge de la galaxie (t0).
Pour 0.9 lt m 2 M? masses intermédiaires, le
calcul est plus compliqué..
Pour la Voie Lactée, Salpeter a trouvé 0.1 lt
m/M? 100 M? ?(m)0.17 m-2.35 où
Plus généralement, on note ?(m) m-(1x) ici
x1.35
17
Masses typiques pour une IMF de Salpeter

• masse médiane 0.17 M?
• masse moyenne 0.57 M?
• La Voie Lactée fait 7.8x1010 M?
• 137 milliards d'étoiles
• Mais en réalité, les étoiles masives ont eu le
  temps de mourir et la masse moyenne actuelle des
  étoiles de la Voie Lactée est de 1/3 M?
• 234 milliards d'étoiles dans la Voie Lactée
• 5 en masse des étoiles font 95 de la luminosité
• (mgt25 M?)
• masse lumineuse 50-50 72 M?
• 1 de la masse de gaz convertie en étoiles (mgt72
  M?)
• produit 50 de la luminosité totale
• masse lumineuse 80-20 47 M?
• 3 de la masse de gaz convertie en étoiles (mgt47
  M?)
• produit 80 de la luminosité totale

18
Autres IMF plus réalistes au-dessous de 1 M?
IMF de Scalo (1998) x-0.20.3 pour 0.1 m/M? lt
1 M? (astro-ph/9712317) x-1.70.5 pour 1
m/M? lt 10 M? x-1.30.5 pour 10 m/M? lt
100 M?
19
IMF de Kroupa
IMF de Kroupa (2001) ?(m) m-(1x) m gt 1
M? x1.3 0.5 lt m 1 M? x1.7 0.08 m lt 0.5
M? x0.8 m lt 0.08 M? x -0.7 (Kroupa, 2001
astroph/0102155)
20
Evolution chimique des galaxies équations
fondamentales
Lois de conservation
(Tinsley 1980, Maeder 1982)
21
Evolution chimique des galaxies équations
fondamentales
22
Evolution chimique des galaxies équations
fondamentales
23
Evolution chimique des galaxies équations
fondamentales
24
Evolution chimique des galaxies équations
fondamentales
25
L'approximation du recyclage instantané
26
Les 3 équations fondamentales dans le cadre de
l'approximation du recyclage instantané
En injectant (5') dans (3)
27
L'approximation "closed box" (boîte fermée)
28
L'approximation "closed box" (boîte fermée)
29
Quelques chiffres

• On a donc vu qu'avec un raisonnement assez
  simple, il est possible d'avoir une idée de la
  métallicité d'une galaxie ou de la quantité de
  gaz qui a dû être convertie en étoiles pour une
  métallicité donnée
• Z/Z? ln (Mtot/Mgaz) où MtotMgaz(initiale)MgazM
  Mrestes
• ainsi la métallicité du voisinage solaire
  suggère que près de 60 de la masse de la
  Galaxie (sans la matière noire) a été convertie
  en étoiles au cours de son histoire.
• D'autre part, on peut dire que (ordre de
  grandeur)
• après qu'une galaxie ait converti 20 de son gaz
  en étoiles, elle atteindra une métallicité de
  près de 20 de celle du Soleil.
• Quand elle aura converti 50 de son gaz, elle
  atteindra 70 du Soleil
• et après avoir converti 80 de son gaz, elle sera
  1.6 fois plus métallique !
• Les galaxies elliptiques sont plus métalliques
  que les galaxies spirales et, en effet, elles
  n'ont plus de contenu en gaz

30
L'approximation "closed box" (boîte fermée)
31
Raisonnement énergétique simple
L'énergie de liaison par nucléon de l'hélium est
de 7MeV/nucléon Celle du fer-56, le noyau d'atome
le plus soudé n'est pas beaucoup plus élevée,
avec 8.8 MeV/nucléon. D'autre part, une étoile
passe la plus grosse fraction de son temps à
convertir de l'H en He, c'est donc cette
réaction qui est la principale source de lumière
stellaire dans l'univers. La masse du proton et
du neutron est de 0.94 GeV, donc l'énergie de
liaison rayonnée au cours de la fusion d'un
nucléon est de 7MeV/0.94GeV0.7 de sa masse (mp
0.93828 GeV, mn 0.93857 GeV), i.e. E dM
c2. Donc quand on mesure une masse ZM
(Zmétallicité, M masse d'étoiles) de métaux
dans une galaxie, e.g. la Voie Lactée où Z0.02
et M7.8x1010M?, c'est que 0.7 de cette masse a
été convertie en énergie au cours de l'histoire
de cette galaxie, e.g. 12 Gyr pour la V.L. On
peut ainsi calculer la luminosité de la Voie
Lactée en supposant que les fusions nucléaires
dans le cur des étoiles, donc le SFR, se soient
produites à un taux constant au cours de son
histoire L 0.007 x (ZM) c2 / âge V.L. L
0.007 x 0.02 x 7.8x1010 x 2x1030 (M?-gtkg) x
(3x108m/s)2 / 12x109 x 3.1536 x 107 (s/an) L
5.3 x 1036 (kg m2 s-2)/s 5.3 x 1036 J s-1
1.4x1010 L? 1 J 1 kg m2 s-2 , 1 W 1 J s-1 ,
L? 3.826x1026 W Or on a vu que
LV(disque)1.2x1010 L?, LB(bulbe)0.25x1010 L? !!!
32
Energetic budget
Nucleosynthesis get its energy from p -gt He -gt
C, N, O, mp 0.93828 GeV mn 0.93857 GeV Binding
energy from H to He 7 MeV p -gt He radiates
7MeV per unit 0.93828 GeV Hence 0.7 of mass
is converted into light He -gt C, N, O only gains
0.5 MeV
Globally the budget of nucleosynthesis is such
that Energy radiated 0.007 x mass of metals x
c2 Joules per unit time, when dM metals are
produced in dt Luminosity radiated d 0.007
MZc2 / dt
33
Validation du raisonnement à l'échelle de la Voie
Lactée

• On a vu que L 0.007 x (ZM) c2 / âge V.L.
  gt L1.4x1010 L?
• N.B. M/L 7.8x108M?/1.4x1010 L?5.5 , cohérent
  avec le rapport M/L de la V.L.
• On a vu que LV(disque)1.2x1010 L?,
  LB(bulbe)0.25x1010 L? gt L1.45x1010 L?
• Mais Nous avons sous-estimé la quantité de
  métaux dans la Voie Lactée car une partie des
  métaux est restée piégée dans les restes
  stellaires non comptabilisés, i.e. naines
  blanches, à neutrons et trous noirs. Le calcul
  donne une correction de 30-40.
• D'un autre côté, la luminosité de la Voie Lactée
  n'est pas toute entière rayonnée dans le visible
  et il existe une composante de près de 30 de
  rayonnée dans l'infrarouge. Donc l'accord est
  conservé.
• Le SFR de la Voie Lactée a été calculé récemment
  (Diehl et al. 2006, Nature 439, 45) à partir de
  l'émission ? de l'Al26 rayonnée par désexcitation
  radioactive dans les supernovae. Le SFR a ensuite
  été déduit du taux de supernovae de la Voie
  Lactée. L'avantage est que ce domaine de
  longueurs d'ondes n'est pas affecté par
  l'extinction par la poussière. La valeur trouvée
  est en accord avec celle mesurée avec les
  associations OB (McKee Williams 1997, ApJ 476,
  144)
• SFR(V.L.)3.8 2.2 M?
• Et l'âge de la VL 12 Gyr gt si SFR constant
  SFR x 12Gyr M 4.6x1010 M?
• Or on mesure M 7.8x1010 M?
• le SFR de la VL devait être 1.7 fois supérieur
  dans le passé, en moyenne.
• On verra que SFR?gaz1.4 (loi de
  Schmidt-Kennicutt)

34
2 - Le fond diffus cosmologique
On a vu que L 0.007 x (ZM) c2 x 1.3
(restes ) / âge V.L. Plus généralement, à
chaque instant L 0.007 x (dMZ/dt) c2 x
1.3 Dans l'univers, on mesure une densité de
métaux ?m Densité de luminosité générée à
chaque instant d?L/dt 0.007 x (d?m/dt) c2 x
1.3 Intégrée sur l'histoire de l'univers ?L
0.007 x ?m c2 x 1.3 ?L est une densité
d'énergie en J m-3 Sur Terre, on mesure un fond
diffus par unité de surface et par stéradian en
W m-2 sr-1. Ce fond nous arrive sur la totalité
du ciel 4? stéradians. Si on intègre pendant
"t", on reçoit la lumière contenue sur une
longueur "c x t" Jm-3-gt Js-1m-2 Wm-2 Le fond
diffus théorique est donc ?L x (c/4?) en W m-2
sr-1. Un dernier facteur doit être pris en
compte La densité moyenne de métaux diminue au
cours du temps du fait de l'expansion de
l'univers d'un facteur (1z)-3. La densité de
rayonnement diminue, elle, de ce même facteur,
(1z)-3, et l'énergie des photons d'un facteur
(1z) supplémentaire. Donc la densité d'énergie
rayonnée diminue de (1z)-4. Le fond diffus
théorique est donc I 0.007 x ?m c2 x 1.3 x
(c/4?) x (1z)-4/(1z)-3 I 0.007 x ?m c3 x
1.3 / (4? x (1z)) W m-2 sr-1
35
2 - Le fond diffus cosmologique
On a vu que L 0.007 x (ZM) c2 x 1.3
(restes ) / âge V.L. Plus généralement, à
chaque instant L 0.007 x (dMZ/dt) c2 x
1.3 Dans l'univers, on mesure une densité de
métaux ?m Densité de luminosité générée à
chaque instant d?L/dt 0.007 x (d?m/dt) c2 x
1.3 Intégrée sur l'histoire de l'univers ?L
0.007 x ?m c2 x 1.3 ?L est une densité
d'énergie en J m-3 Sur Terre, on mesure un fond
diffus par unité de surface et par stéradian en
W m-2 sr-1. Ce fond nous arrive sur la totalité
du ciel 4? stéradians. Si on intègre pendant
"t", on reçoit la lumière contenue sur une
longueur "c x t" Jm-3-gt Js-1m-2 Wm-2 Le fond
diffus théorique est donc ?L x (c/4?) en W m-2
sr-1. Un dernier facteur doit être pris en
compte La densité moyenne de métaux diminue au
cours du temps du fait de l'expansion de
l'univers d'un facteur (1z)-3. La densité de
rayonnement diminue, elle, de ce même facteur,
(1z)-3, et l'énergie des photons d'un facteur
(1z) supplémentaire. Donc la densité d'énergie
rayonnée diminue de (1z)-4. Le fond diffus
théorique est donc I 0.007 x ?m c2 x 1.3 x
(c/4?) x (1z)-4/(1z)-3 I 0.007 x ?m c3 x
1.3 / (4? x (1z)) W m-2 sr-1
36
Calcul simple du fond diffus extragalactique
On a vu que I 0.007 x ?m c3 x 1.3 / (4? x
(1z)) W m-2 sr-1 Où ?m Z ?Bh2 , la densité
de baryons est ?Bh20.022 , h0.71 1er calcul
simple Z0.01 en moyenne, sur l'ensemble des
baryons ?m 0.01 x 0.0223 x ?c où ?c 9.47 x
10-27 kg m-3 3H02/(8?G) H071 km s-1Mpc-1
G6.67x10-11 m3 kg-1 s-2 ????m 2.11x 10-30 kg
m-3 L'intensité prédite pour le fond diffus
extralactique (extragalactic background light)
est donc de? ???? I 42/(1z) nW m-2 sr-1
37
Calcul plus réaliste du fond diffus
extragalactique
On a vu que I 0.007 x ?m c3 x 1.3 / (4? x
(1z)) W m-2 sr-1 Les baryons sous la forme
d'étoiles ( restes stellaires) constituent une
proportion d'étoiles de ?bulbes ?bulbes/?c
0.002600 h-1 (Fukugita, Hogan, Peebles
1998) ?disques ?disques/?c 0.000860 h-1
?irrégulières ?irrégulières/?c 0.000069
h-1 où ??/?c avec ?c 9.47 x 10-27 kg m-3
3H02/(8?G) (H071 km s-1Mpc-1 G6.67x10-11
m3 kg-1 s-2 hH0/1000.71) ?bulbes 3.5 x
10-29 kg m-3, avec Zbulbe 2 x Z? 0.04 gt
?bulbesmétaux 14.0 x 10-31 kg m-3 ?disques
1.1 x 10-29 kg m-3, avec Zdisques1 x Z? 0.02
gt ?disquemétaux 2.3 x 10-31 kg
m-3 ?irrégulières 0.09 x 10-29 kg m-3, avec
Zirrégulières 0.02 gt ?irrégulmétaux
0.2 x 10-31 kg m-3 gt ? galaxiesmétaux
1.8 x 10-30 kg m-3 Milieu intergalactique
dans les amas de galaxies milieu intra-amas
?ICM ?ICM/?c 0.0026 h-1 Où ZICM0.3 x
Z? 0.006 gt ?ICMmétaux 2.1 x 10-31 kg
m-3 Milieu intergalactique dans les groupes de
galaxies milieu intra-groupes ?groupes
?groupes/?c 0.0056 h-1 Où ZICM0.3 x Z?
0.006 gt ?groupesmétaux 4.5 x 10-31 kg
m-3 gt ?intergalactiquemétaux 0.7 x 10-30 kg
m-3 gt ?m (métaux) 2.5 x 10-30 kg
m-3 L'intensité prédite pour le fond diffus
extralactique (extragalactic background light)
est donc de? ?? 50/(1z) nW m-2 sr-1
38
Comparaison au fond diffus mesuré
On a vu que I 0.007 x ?m c3 x 1.3 / (4? x
(1z)) W m-2 sr-1 Où ?m (métaux) 2.5 x
10-30 kg m-3 ???? I 50/(1z) nW m-2 sr-1 où z
est le redshift typique auquel les éléments ont
été formés. Le fond diffus cosmologique nous
donne une idée du budget total de
l'énergie rayonnée au cours de l'univers. On
constate que celui-ci est du même ordre de
grandeur que l'énergie qui a été rayonnée par les
étoiles dans l'univers pour produire la quantité
de métaux observés.
39
Comparaison au fond diffus mesuré
L'ancienne mesure des fonds diffus infrarouge
(CIRB) était de 90 nWm-2sr-1 (Wright et al.
2004), bien trop grande par rapport à la quantité
de métaux présents dans l'univers. On ne voit
aucune trace des sources de lumière qui auraient
pu produire un tel fond diffus Mais l'ancienne
mesure des fonds diffus infrarouge (CIRB) et
surtout optique (COB) était surestimée, on le
sait maintenant grâce aux limites supérieures
imposées par les photons du TeV que nous recevons
en provenance de Blazars qui imposent une limite
supérieure au fond diffus Aharonian et al.
(2006, Nature) ont observé avec HESS (High Energy
Stereoscopic System) l'émission ? de deux
Blazars, H 2356-309 (z0.165) et 1ES1101-232
(z0.186), dont la dureté du spectre ne peut
s'expliquer qu'à travers l'interaction des
photons du fond diffus avec leur lumière avant
qu'elle ne nous parvienne. On sait, en effet,
que les photons de basse énergie (du domaine
infrarouge) ont une forte probabilité de se
combiner avec des photons de l'ordre du TeV pour
produire des paires électron-positron. Ainsi la
forme du spectre des Blazars permet-elle de
donner une limite supérieure au fond diffus
IR. Si le fond était plus intense, les photons
reçus aux énergies du TeV auraient été encore
plus efficacement arrêtés sur leur route
40
Comparaison au fond diffus mesuré
On a vu que I 0.007 x ?m c3 x 1.3 / (4? x
(1z)) W m-2 sr-1 Où ?m (métaux) 2.5 x
10-30 kg m-3 ???? I 50/(1z) nW m-2 sr-1 où z
est le redshift typique auquel les éléments ont
été formés. Le fond diffus cosmologique nous
donne une idée du budget total de
l'énergie rayonnée au cours de l'univers. On
constate que celui-ci est du même ordre de
grandeur que l'énergie qui a été rayonnée par les
étoiles dans l'univers pour produire la quantité
de métaux observés. Mais la quantité de métaux
présente dans les galaxies et le gaz intra-amas
et intra-groupe permet de prédire un fond de I
20 nW m-2 sr-1 (si zform1.5), ce qui est lt47 nW
m-2 sr-1 mesurés D'où viennent les photons
manquants ? 1- nous avons peut-être sous-estimé
la quantité de métaux dans les galaxies, ou plus
encore dans le milieu inter-galactique gt extrait
par vents galactiques, ce qui impose des périodes
violentes de formation d'étoiles dans les
galaxies. 2- La troisième source de rayonnement
après le Big Bang et la nucléosynthèse est
l'accrétion lors de la création des trous noirs
supermassifs. Quelle est sa contribution au fond
diffus extragalactique ?
41
La masse des Trous Noirs Supermassifs au centre
des galaxies est fortement liée aux propriétés de
la galaxie-hôte
Marconi Hunt Tremaine et al.
Gebhardt et al. (2000), Ferrarese Merritt
(2000) c.f. Magorrian (1998)
42
La contribution de l'accrétion au fond diffus
extragalactique
MBH2x10-3 x M(bulbes) ?bulbes ?bulbes/?c
0.002600 h-1 gt ?bulbes 3.5 x 10-29 kg
m-3 ????BH 2 x 10-3x3.5 x 10-29 kg m-3 7 x
10-32 kg m-3 Pour les étoiles, on a vu que la
masse en métaux déterminait l'énergie rayonnée
avec un taux de conversion de la masse en lumière
de 0.7 . En ce qui concerne la formation des
trous noirs supermassifs, ce qui compte est
similairement l'efficacité de conversion de la
masse accrétée par le trou noir en lumière
(énergie gravitationnelle rayonnée). Notons cette
efficacité ?. Pour les noyaux actifs, ce qui
remplace le terme "0.007 x ?m c3 / 4?" est
donc "? x ?BH c3 / 4?" Et le fond diffus
est I ? x ?BH c3 / (4??x (1z)) Pour un taux
d'accrétion classique, ?5.7, cela donne I(BH)
8.5 /(1z) nW m-2 sr-1 A comparer à I()
50 /(1z) nW m-2 sr-1 On voit donc que la
nucléosynthèse produit en moyenne 6 fois plus
d'énergie que l'accrétion au cours de l'histoire
de l'univers. Si on suppose zform1.5 pour BH et
gt I(tot) 23.5 nW m-2 sr-1 50 du fond
mesuré ! Nous avons dû sous-estimer la quantité
de restes stellaires (IMF top-heavy !) et/ou les
métaux de l'IGM et/ou l'efficacité de rayonnement
des trous noirs !
43
3 Modélisation de l'évolution spectro-photométriqu
e des galaxies modèles de synthèse de
populations stellaires
Connaissant l'émission de lumière des étoiles en
fonction de leur âge (position sur le diagramme),
il est possible de calculer le spectre intégré
d'une galaxie
où S(?,Z) est la puissance rayonnée par unité de
longueur d'onde et par unité de masse par une
génération d'étoiles d'âge t' et de métallicité
Z(t-t'). Cette approche consiste à combiner une
série de "bursts" instantanés, correspondant à
des populations d'étoiles de même âge, pour des
métallicités spécifiques. On l'appelle synthèse
isochrone (Charlot Bruzual 1991, ApJ 367, 126),
par opposition aux techniques suivant le trajet
des étoiles individuelles sur le diagramme HR.
Cette technique est surtout pratique sur le plan
des calculs numériques car elle permet d'éviter
des instabilités du code liées aux passages
rapides par les branches des géantes et
super-géantes rouges. Un isochrone au temps t est
défini pour une IMF et une métallicité initiale
donnée par la position sur HR des étoiles nées à
t0.
44
Tracés d'évolution stellaire (gauche)
isochrones (droite)
45
Distribution spectrale en énergie
46
Evolution des couleurs et du rapport M/L burst
instantané (Z?)
47
Evolution des couleurs et du rapport M/L SFR
exp (-t/?)