LERMA UMR8112

Laboratoire d’Études du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique et Atmosphères



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Activités du groupe Galaxies et Cosmologie

par Françoise Combes - publié le , mis à jour le

Les différents thèmes du groupe comprennent :
Planck et le fonds cosmologique —
Le modèle standard de l’Univers, théorie de l’inflation vs observations —
Réionisation de l’Univers, préparation de SKA (Embrace, Nenufar) —
Les galaxies proches et à grand redshift avec Herschel, IRAM et ALMA —
Les amas de galaxies, effets d’environnement, Cooling Flows —
Matière noire et formation des galaxies, Interactions de marée (GalMer) —
Dynamique (barres/spirales) et évolution séculaire —
Alimentation des AGN et feedback, cohabitation trous noirs/galaxies —
Raies d’absorption, et variation de constantes —
Histoire de la formation d’étoiles et populations stellaires

Le pôle Galaxies et cosmologie comprend un groupe étudiant le fond diffus cosmologique (CMB), qui a un rôle majeur dans la mission Planck, un autre groupe travaillant sur le modèle standard de l’Univers, la théorie de l’inflation en comparaison aux observations. Une autre équipe étudie par le biais de simulations numériques l’époque de la réionisation de l’Univers (EoR), et en particulier la préparation de SKA (prototype EMBRACE, les projets clés sur les télescopes précurseurs, etc.). Un travail de pionnier a été fait sur les flux de refroidissement et sur la présence de gaz moléculaire froid près des galaxies les plus brillantes d’amas. La nature de la matière noire, et la recherche sur les théories alternatives proposant une gravitation modifiée ont été testés par la dynamique des galaxies et par les observations. Une étude approfondie de l’alimentation des AGN et de sa rétroaction a été réalisée, abordant l’histoire de la croissance des trous noirs supermassifs et l’évolution des galaxies.

Une autre équipe travaille à la fois sur l’observation des galaxies locales, la physique des galaxies dans les amas, les galaxies à grand redshift, et sur les théories dynamiques de l’évolution et de la formation des galaxies, sur la formation des étoiles à grande échelle et l’histoire de la formation des étoiles cosmique.
Les observations multi-longueurs d’onde sont largement utilisées, avec des longueurs d’onde de l’ordre du millimètre et centimètre avec les instruments de l’IRAM, le VLA et maintenant ALMA depuis 2011-12, l’infrarouge moyen et lointain avec les satellites Spitzer et Herschel, l’optique et le proche infrarouge avec le CFHT et ESO. Des membres de l’équipe sont des leaders dans les programmes clés, tels que le consortium NUGA sur l’interféromètre de l’IRAM, le consortium PrimGal sur le VLT, ou de grands programmes « legacy » à l’IRAM (qui sera complété par NOEMA dans un proche avenir) sur les galaxies lointaines, et l’observation de galaxies à grand z avec APEX, Plateau de Bure et ALMA, dont les données arrivent maintenant fréquemment pour les différents groupes. Une équipe se prépare activement pour le SKA.
Une spécialité du pôle est également les simulations numériques lourdes, et l’équipe a participé à un très haut niveau dans le programme du projet HORIZON de formation des galaxies dans un contexte cosmologique. Des simulations toujours plus grandes et plus impressionnantes sont maintenant en cours avec les supercalculateurs au GENCI (Curie au CEA, IDRIS, CINES), et l’utilisation locale du méso-centre et le cluster local MOMENTUM, favorisant l’exploitation et le post-traitement des simulations plus lourdes sur les centres nationaux.

Figure 1 : Les rouages du Pôle 1

Observations du CMB avec le satellite Planck

Le satellite Planck a été lancé en 2009 et a effectué jusqu’en janvier 2012 cinq relevés complets du ciel dans neuf bandes spectrales couvrant le domaine 30 GHz – 1 THz. Un des membres du Pole 1 est le scientifique responsable de l’instrument HFI et en tant que membre du "Planck Science Team" co-organise les activités scientifiques d’une équipe internationale de plus de 250 chercheurs.

Les contributions propres du LERMA au projet Planck ont en premier lieu concerné la conception, le développement et la calibration de l’instrument HFI. Il a aussi contribué à l’identification et la correction des "effets systématiques", biais de mesure induits par les imperfections instrumentales. Le LERMA apporte également son expertise pour l’interprétation du rayonnement, polarisé ou non, du milieu interstellaire. Il a joué tout son rôle dans la coordination et l’écriture des quelque 80 articles "Planck" publiés à ce jour.

Les résultats scientifiques de Planck constituent une robuste validation du modèle cosmologique standard à six paramètres, dit Lambda CDM, et fournit des mesures améliorées de ces six paramètres. Ils mettent en évidence que le spectre des fluctuations primordiales n’est pas compatible avec l’hypothèse d’une invariance scalaire. Les valeurs trouvées par Planck pour certains de ces six paramètres, en particulier la constante de Hubble, sont significativement différentes de celles acceptées jusqu’à présent. On trouvera plus de détails sur le site web : http://public.planck.fr/

Figure 2 : A gauche : Carte en fausses couleurs du rayonnement cosmologique obtenue par Planck. A droite : spectre angulaire des anisotropies de ce rayonnement. Les points sont les mesures et la courbe représente les prédictions d’un modèle dit "Lambda CDM"

CMB, Inflation, Théorie versus Observations

Dans le cadre du modèle standard de l’Univers, l’équipe développe des approches théoriques prédictives combinées avec l’analyse des données astrophysiques cosmologiques réelles. Les principales contributions de l’équipe sont la formulation de l’inflation comme une théorie efficace dans l’esprit Ginsburg –Landau, combinée aux données du CMB + LSS avec les résultats suivants : (i) très petits couplages naturels (aucun réglage) dans le potentiel de l’inflaton. (ii) l’indice scalaire spectral ns-1, le rapport r des fluctuations tenseur/scalaire et non-gaussianité tous de l’ordre de 0,04-0,05, l’indice spectral courant de l’ordre de 0,0001. (iii) énergie de l’inflation de l’ordre de 0,7 1016 GeV à l’échelle de GUT. (iv) une ère primordiale de fast-roll avec conséquences sur la suppression des faibles multipoles/quadrupole du CMB, sur le tenseur et le spectre de polarisation de la réionisation. (v) ns et r à l’intérieur d’une région en forme de banane avec la prédiction 0,02 < r <0,05. (vi) le potentiel préféré de l’inflaton est un double puits (nouvelle inflation) et la valeur de r la plus probable r = 0,04, est marginale pour Planck et motive de futures expériences CMB. Toutes les données du CMB jusqu’à maintenant, y compris les plus récentes, confirment les prédictions faites par l’équipe avec l’ensemble des données WMAP + LSS. (vii) prise en compte des masses des neutrinos et de leurs types dans l’analyse CMB + données LSS, un enjeu important actuellement (cf Destri, de Vega & Sanchez 2010, 2011, 2013).

Figure 3 : A gauche : Prédiction du rapport r= tenseur/scalaire des fluctuations en fonction de l’index des perturbations ns. A droite : Même diagramme, testant deux modèles d’inflation

Modelisation de l’Epoque de Réionisation

Le code LICORICE : un outil dans l’état de l’art
Notre activité scientifique sur l’époque de la réionisation (EoR), les deux prédictions du signal de 21 cm et des simulations de galaxies primordiales, est le résultat direct du travail de base sur le code de simulation LICORICE. Avec l’aide de S. Baek (ancienne étudiante de doctorat) et P. Vonlanthen (ancien post-doc), nous avons fait de LICORICE l’un des meilleurs outils actuels pour étudier l’EoR. Validé dans Iliev et al. (2009) pour le couplage de l’ionisation UV à l’hydrodynamique, le code a été encore amélioré depuis lors. Le transfert radiatif dans la bande des rayons X, et dans les raies de la série Lyman a été ajouté, et une parallélisation mixte MPI ainsi qu’OpenMP a été incluse en 2013. Cela ouvre la possibilité de faire tourner de très grandes simulations sur des milliers de cœurs de calcul.

Modélisation self-consistante du signal à 21 cm pendant l’EoR
Le signal à 21 cm émis par les régions encore neutres de l’IGM au cours de l’EoR est très faible (104 fois plus faible que les émissions d’avant-plan). Cependant, lors de la phase très précoce de la réionisation, le signal peut être observé en absorption devant le CMB, avec une amplitude potentiellement 10 à 20 fois plus grande que le signal ultérieur en émission. Dans Baek et al. (2009), nous avons présenté les premières prédictions dans le régime d’absorption, y compris le transfert 3D dans la bande Lyman (effet de champ Wouthuysen). Dans Baek et al. (2010), en ajoutant le transfert dans le continuum des rayons X , nous avons présenté des prévisions pour le signal 21cm avec des prescriptions pour différentes sources, la variation de la quantité relative des étoiles et des sources de rayons X (quasars, etc .. ). Un impact majeur de ce travail, avec des travaux analytiques et semi- numériques par d’autres auteurs, a été de provoquer un changement dans la conception du SKA, élargissant son offre d’observation à des redshifts plus élevés et ainsi permettant d’observer le signal dans le régime d’absorption. Dans Zawada et al. (2014), nous étudions comment l’observation de l’EoR par le signal à 21 cm sur un cône de lumière produit des anisotropies au cours des étapes spécifiques de l’EoR seulement.

Impact de l’hydrodynamique radiative sur les galaxies primordiales
Les simulations self-consistantes de galaxies primordiales sont difficiles, parce qu’elles exigent à la fois le couplage de l’hydrodynamique et le transfert radiatif ionisant avec une très haute résolution. Mais seules ces simulations peuvent nous renseigner sur le taux de production de photons ionisants et sur la fraction d’échappement du milieu intra-galactique pour atteindre l’IGM et participer au processus de réionisation de l’univers. Dans Hasegawa et Semelin (2013), nous effectuons ces simulations et montrons que le photo-chauffage a un impact sur le taux de formation d’étoiles, non seulement, comme prévu dans les galaxies de faible masse (moins de 108 Msol), où le gaz est photo-évaporé de la galaxie, mais aussi dans d’autres galaxies massives où le collapse du gaz est en partie empêché et ainsi la formation d’étoiles est arrêtée.

Figure 4 : Simulations de l’émission HI-21cm pendant l’Epoque de Réionisation (EoR). On voit ici une portion d’univers avec en rouge les zones encore neutres (HI) et en bleu les zones ionisées

Observations et modélisation des courants de refroidissement

Le gaz chaud dans les amas de galaxies, émettant dans les rayons X, est le composant qui domine la masse baryonique, en particulier dans les amas riches où il représente 10 fois la masse des galaxies. Le temps de refroidissement de ce gaz chaud est supérieur à l’âge de l’univers, sauf au centre des amas, où la densité du gaz est plus élevée. Les courants de refroidissement sont donc attendus au centre de certains amas riches, autour de la galaxie la plus brillante de l’amas (BCG) : la galaxie centrale de type cD. Les satellites X Chandra et XMM ont mis en évidence ce phénomène, et ont également montré que les quantités de gaz en refroidissement étaient plus petites que prévu, en raison d’un phénomène de rétroaction ou "negative feedback" : le gaz tombant vers le centre alimente un noyau actif dans la galaxie cD, qui émet alors des jets radio, capables de chauffer le milieu ambiant et d’arrêter ou de réguler le refroidissement.

Notre groupe a effectué les premières détections et la cartographie de gaz moléculaire dans les BCGs (Salomé et al. 2003, 2004). Lorsqu’il est spatialement résolu, le gaz froid se trouve dans des filaments très étendus (50 kpc), voir par exemple Salomé et al. (2006, 2011). Pour la première fois, l’association de gaz moléculaire froid avec un courant de refroidissement, ainsi qu’avec le gaz ionisé vu en Halpha, a été démontrée dans l’un des amas les plus proches : Persée (Salomé & Combes 2004, Salomé et al 2006, 2008, 2011). Le CO froid est maintenu à grande distance du centre, en général sur le bord des cavités formées dans le gaz chaud par des jets radio. Des simulations numériques du processus de refroidissement, régulé par les jets radio de l’AGN central, ont été proposées. Le phénomène considéré ici est l’élévation de bulles dans le plasma chaud par la force d’Archimède. La compression du gaz au niveau des bords des cavités formées, permet alors d’accélérer le refroidissement pour former des filaments minces en direction du centre de l’amas. Ces simulations hydrodynamiques à haute résolution spatiale, parviennent à expliquer les observations de CO et Halpha (Revaz et al. 2008). Elles montrent un nouvel effet de la rétroaction de l’AGN, non seulement négatif, mais positif cette fois.

Les filaments autour des BCGs ont un spectre optique particulier. Ils sont également des émetteurs de H2 très lumineux et avec un rapport H2/PAH élevé. La source d’excitation ne peut pas être uniquement le rayonnement UV des étoiles jeunes. Deux scénarios sont principalement étudiés : (i) la dissipation de l’énergie cinétique par des chocs, comme dans MOHEG (Molecular gas Emitting Galaxies), Nesvadba et al. (2011) et (ii) des particules accélérées (rayons cosmiques, gaz chaud de rayons X) permettant l’ionisation et le chauffage du gaz. Des travaux récents ont observé du gaz moléculaire autour d’AGN en cohérence avec le premier scénario. Notre équipe a également observé la nébuleuse autour du reste de la supernova du Crabe, qui est un endroit proche où les particules hautement énergétiques pourraient chauffer le gaz froid (deuxième scénario). La molécule de H2 a été récemment détectée dans le Crabe, mais pas les raies d’émission de CO à bas J (Loh et al 2011, 2012 ; Salomé et al 2014).

Figure 5 : A gauche : Spectre d’émission de CO détecté dans les filaments de l’amas de Persée. A droite : Superposition des contours de CO (noir) et des jets de radio AGN (contours blancs) sur l’image de rayons X Chandra (carte de couleur)

Le programme clé Herschel sur les courants de refroidissement a permis de mettre en évidence le refroidissement à travers les raies de CII et OI, et de les comparer à la composante CO. Ces galaxies BCG ont très peu de poussière (Edge et al 2010, 2012, Mittal et al 2011). Les diagnostics de raies sont similaires à ceux des galaxies en formation d’étoiles. La cartographie à grande échelle des amas de Persée et Centaurus ont révélé des conditions différentes pour ces deux objets (Mittal et al . 2011, 2012). Dans le cas de Centaurus, afin d’expliquer les spectres atomique et optique, une autre source de chauffage que celui fourni par les PDR et les régions HII est nécessaire (par exemple les rayons cosmiques, des chocs ou de la reconnexion magnétique). Des masses importantes de poussière ont été détectées avec des SED (Spectral Energy Distribution) et des luminosités IR typiques de galaxies locales en formation d’étoiles, avec SFR 1-50 Msol/an (Edge et al. 2010, Tremblay et al. 2012). Les flux de refroidissement sont maintenant activement étudiés avec ALMA (McNamara et al 2014, Russell et al 2014, David et al 2014).

Nature de la matière noire. Dynamique des galaxies en gravité modifiée

La dynamique des galaxies a été étudiée dans le cadre de la gravité modifiée, et de MOND en particulier, au cours de la thèse de doctorat d’Olivier Tiret. Un code multi-grille a été développé pour traiter cette dynamique non- conventionnelles et non- linéaire. Des simulations numériques ont montré que la formation de barres stellaires dans ce modèle était plus facile que dans la dynamique newtonienne avec la matière noire. La fréquence des barres correspond alors mieux aux observations (Tiret & Combes 2007, 2008). Toutefois, la friction dynamique est beaucoup plus faible dans ce nouveau modèle, et l’échelle de temps de fusion entre galaxies est beaucoup plus longue. Les simulations d’interactions de galaxies montrent qu’il est cependant possible de former des queues de marée et même quelques naines de marée, qui reproduisent de manière satisfaisante les observations. La dynamique des satellites, et le phénomène de « External Field Effect »dans MOND, ont également été étudiés en détail et donné lieu à plusieurs publications (Tiret et al 2007). Il a été montré que le modèle de MOND était compatible avec l’hypothèse de baryons sombres sous la forme de gaz moléculaire, avec un rapport en masse de gaz H2/HI de 3 (Tiret & Combes 2009 . D’autre part, le mouvement des satellites à grande échelle dans le SDSS peut être reproduit par MOND (par exemple Combes & Tiret 2009). La cinématique des galaxies à anneaux polaires peut naturellement être expliquée par MOND (Lughausen et al 2013), tandis que le modèle standard doit compter sur l’accrétion de gaz froid avec la matière noire.

Figure 6 : Simulations des galaxies en interaction “Les Antennes” avec CDM-Newton à gauche, et MOND à droite. Les détails morphologiques n’ont pas été ajustés, mais les principales caractéristiques des queues de marée sont reproduites (cf Tiret & Combes 2008)

Une autre alternative au modèle standard de la matière noire froide (CDM) a été élaborée par les membres du pôle : l’hypothèse de Warm Dark Matter (WDM, avec des masses à l’échelle du keV, Sanchez et de Vega , 2010-2014). La masse de la particule de matière noire et la température Td de dissociation sont obtenues en faisant correspondre la densité de surface des galaxies théoriquement calculée à la valeur observée. La diminution de la densité espace dans l’espace des phases, depuis le début du régime de non- linéarité jusqu’à aujourd’hui et le type de profil de densité de la galaxie (en coeur ou cuspide) sont obtenus de cette façon. La masse des particules de matière noire s’avère être comprise entre 1 et 10 keV, la température Td de dissociation à environ 100 GeV. Les valeurs obtenues du rayon de halo, la densité centrale de halo et de la vitesse de halo reproduisent les observations dans un ordre de grandeur tandis que les écarts actuels entre la théorie standard CDM et les observations vont jusqu’à onze ordres de grandeur. Ces résultats sont indépendants du modèle de particules et varient très peu avec les statistiques de la particule de matière noire (de Vega & Sanchez 2010, 2012, 2013, 2014). L’équipe a développé les implications de cette recherche pour la détection en laboratoire et les observations astronomiques du principal candidat de la WDM : le neutrino stérile de masse autour du keV.

Figure 7 : Courbe de rotation Vc(r) pour plusieurs masses de galaxies, et comparaison des courbes théoriques et observationnelles, dans la cadre de la matière tiède (de Vega et al 2014).

Bibliothèque de fusions de galaxies : projet GALMER, Base de données de VO-Paris :

Par de multiples simulations numériques N-corps, prenant en compte l’auto- gravité des étoiles, du gaz et de la matière noire, et la modélisation d’un large éventail de phénomènes physiques (la formation des étoiles, le feedback des supernovae, la perte de masse stellaire, la métallicité, etc…) , une grande variété de fusions de galaxies a été calculée. Des résultats fondamentaux sur l’efficacité des interactions de galaxies dans le déclenchement de la formation des étoiles ont été obtenus, comme le fait que les sursauts de formation d’étoiles sont plus intenses dans les rencontres rétrogrades par rapport aux directes (Di Matteo et al. 2007, 2008). La formation de systèmes en contre-rotation a également été étudié (Di Matteo et al . 2009), ainsi que la dilution des métaux dans les galaxies starburst (Montuori et al 2010), ou la migration radiale dans les galaxies spirales (Minchev et al 2011, 2012). La base de données GALMER a été mis en œuvre dans l’Observatoire Virtuel théorique sur le site de l’Observatoire de Paris, et mis à la disposition des observateurs (Chilingarian et al. 2010). Une synthèse de populations stellaires (dérivé du code PEGASE-HR) permet de construire des spectres à chaque pixel des images formées. Les modèles peuvent être construits pour prédire les observations avec Herschel ou ALMA. Cette base de données de simulations n’a pas d’équivalent dans la littérature. Website : http://galmer.obspm.fr

Figure 8 : Interaction en orbite directe, entre deux galaxies spirales Sb. En haut : composant stellaire, vu par la tranche, Milieu : composant stellaire, vu de face ; En bas : composant gazeux avec les jeunes étoiles juste formées, vu de face. (Di Matteo et al 2007, 2008)

La base de données est maintenant mise à jour par de nouvelles simulations avec 30 millions de particules chacune. En particulier, l’évolution de la Voie Lactée est explorée en détail (Di Matteo et al 2013).

Galaxies proches : gaz moléculaire au centre de la galaxie d’Andromède —
Survey panoramique de M31 avec Megacam

Jusqu’aux dernières observations de l’équipe, aucun gaz moléculaire n’avait été détecté dans le centre de notre proche voisine Andromède (M31), et en particulier dans le programme clé IRAM, qui s’est déroulé pendant plusieurs années. L’équipe a mis en évidence la présence de gaz moléculaire dans le centre de M31, cruciale pour le ravitaillement du trou noir supermassif central, qui présente une asymétrie m=1 très caractéristique. Des régions très particulières possèdent des spectres doubles, avec des composantes de vitesse séparées par plus de 260 km/s, pour une résolution spatiale de 40pc (Melchior & Combes 2011). Plusieurs scénarios ont été envisagés pour ce phénomène surprenant, qui peut fournir des informations sur la formation de la galaxie. Après avoir éliminé l’hypothèse de flots de gaz dûs à la barre potentielle, il a été découvert que les régions concernées étaient la superposition des deux courants de matière : l’un provient du disque primaire dans le centre de M31 (déjà incliné), et l’autre provient d’un anneau de poussière vu presque de face, clairement délimité par l’émission infrarouge de ses molécules PAH détectées par Spitzer. Le scénario est basé sur le modèle d’interaction avec M32 précédemment proposé par notre équipe (Block et al 2006).

Un survey panoramique de la galaxie d’Andromède (M31) a été réalisé dans le visible par la caméra grand champ MEGACAM au CFH (cf McConnachie et al 2009). Les boucles et les courants d’étoiles sont détectés loin de la galaxie visible ; ces structures cohérentes sont presque certainement des restes de galaxies naines détruites par le champ de marée de M31. Un meilleur recensement de leurs homologues survivants implique que les trois quarts des satellites de M31 plus lumineux que Mv = -6 attendent encore d’être découverts. Le compagnon le plus brillant, la galaxie du Triangle (M33), est entourée par une structure stellaire qui fournit des preuves convaincantes d’une récente rencontre avec M31. Ce panorama de la structure de la galaxie confirme directement les principes de base du modèle hiérarchique de la formation des galaxies et révèle l’histoire commune de M31 et M33 dans la formation incessante des galaxies.

Une distance améliorée de M31 a été obtenue avec une grande précision avec les céphéides par Riess et al 2012. Les céphéides, principalement détectées à partir du survey POMME avec le télescope Canada-France-Hawaii, ont été observées dans le proche infrarouge par le Panchromatic Hubble Andromeda Treasury Program utilisant le Wide Field Camera 3 (WFC3) sur le télescope spatial Hubble (HST). La combinaison de la résolution du HST et l’utilisation de mesures dans le proche infrarouge permettent une réduction considérable de la dispersion de la relation période-luminosité sur les données optiques présentes au sol. La distance de M31 peut alors être déterminée à 1%. Le résultat est également en bon accord avec les déterminations de distance indépendantes de deux binaires à éclipses individuelles permettant un étalonnage indépendant des luminosités des Céphéides et une détermination de la constante de Hubble.

La galaxie voisine M33 permet de mieux comprendre la physique de la poussière dans une galaxie pauvre en métaux, son taux de formation d’étoiles, sa structure du milieu interstellaire à petite échelle (Kramer et al 2010, Boquien et al. 2010, 2011, Verley et al. 2010, Combes et al. 2012). En particulier, le spectre de puissance de l’émission Herschel sur toute la galaxie permet de découvrir l’échelle du seuil à partir duquel la dynamique 2D du plan laisse place au comportement turbulent 3D.
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Figure 9 : La galaxie d’Andromède (M31), et son environnement de courants stellaires et de queues de marée (Conn et al 2013, and the PAndAS team)

Ravitaillement des AGN et feedback : Observations NUGA, Herschel — Théorie et simulations

Comment les noyaux actifs de galaxies (AGN) sont alimentés dans les galaxies-hôtes, et comment l’énergie générée par le noyau actif peut à son tour réguler l’accumulation de gaz ? Ces questions ont des implications importantes pour la co- évolution des galaxies et des trous noirs massifs, qui est observée par la relation maintenant bien établie de M-  (par exemple, Gultekin et al 2009). Les mécanismes dynamiques invoqués dépendent de l’échelle en question : à des échelles de 10 kpc, des couples sont produits par les interactions de galaxies et les fusions (par exemple Hopkins et al 2006 ; di Matteo et al 2008) ; à des échelles du kpc, les instabilités de la barre et des ondes spirales, soit menées de l’intérieur par l’évolution séculaire ou déclenchées par des compagnons, peuvent d’abord nourrir une flambée d’étoiles centrale, puis alimenter le trou noir massif (Garcia-Burillo et al 2005). A des échelles de 300 pc, le scénario des barres imbriquées (Shlosman et al 1989), avec des instabilités m=1, prend le relais en tant que mécanisme dynamique. Notre programme d’observation à l’IRAM - PdBI NUGA (Noyaux de GAlaxies) n’a révélé des preuves directes du ravitaillement des AGN que dans un tiers des galaxies observées (Garcia-Burillo & Combes 2012). Cela peut être dû à la formation d’étoiles nucléaire ou à la rétroaction des AGN qui éjectent des flots de gaz et empêchent le ravitaillement ; les galaxies sont alors soumises à des périodes successives de ravitaillement et de famine, et peuvent être trouvés dans une phase d’alimentation seulement un tiers du temps. D’autres mécanismes pourraient contribuer à l’alimentation en carburant, en particulier vers le centre des galaxies : couples visqueux du gaz dense dans les régions de grand cisaillement, ou friction dynamique des nuages massifs contre les étoiles vieilles du bulbe (par exemple Combes 2002 Jogee 2006).

Figure 10 : NGC6951 à des échelles très différentes : observations du gaz et modélisations montrent comment ce noyau de Seyfert 2 est alimenté

Le feedback des AGN a également été étudié par les outflows moléculaires (Dasyra & Combes 2011, 2012 ; Dasyra et al 2014, Combes et al 2013), et des simulations numériques de la formation radiative des outflows dans les AGN et flambées d’étoiles ont été effectuées (Novak et al 2012).

Evolution des galaxies à grand redshift

Les galaxies starburst les plus brillantes (ULIRGs) ont été sélectionnés dans la gamme de redshift de 0,2 à 1, domaine particulièrement pauvre en observations de la molécule CO pour des raisons techniques. Cette époque est extrêmement importante, parce que c’est dans cette seconde moitié de l’âge de l’univers que le taux de la formation d’étoiles cosmique s’effondre par un ordre de grandeur, et que l’efficacité de formation d’étoiles décline, sans que les causes soient identifiées. Grâce à un grand survey de 70 galaxies, à la fois avec le 30m et le PdB, il a été établi que la fraction de gaz des galaxies évoluent très rapidement dans cet intervalle de redshift intermédiaire (Combes et al. 2011, 2013), et l’efficacité de la formation d’étoiles pourrait venir de cela, en plus de l’influence des interactions de galaxies, comme dans les starbursts plus locaux.

Les membres de l’équipe participent activement (co -PI) à un vaste programme à l’IRAM (30 m et PdB) afin de mieux étudier les galaxies massives " normales " formant des étoiles sur la séquence principale (et non par sursauts), à des intervalles de redshift autour de 1 et 2 dans les champs profonds HST- AEGIS (+ CANDELS). Les premiers résultats ont montré que la fraction de gaz était en moyenne de 34 % et 44 % à z = 1,2 et 2,3 respectivement, à comparer avec 5% à z=0, ce qui explique la formation très importante des étoiles (Tacconi et al 2010, 2013 ).

Figure 11 : Un des objets de l’échantillon dans le Grand Programme de l’IRAM PdB à z = 1.23. A gauche : Superposition des images en bande I (en vert) et la bande V (en bleu) obtenues avec le télescope spatial Hubble. Au milieu : les mêmes, superposées à la carte de CO (obtenue avec l’interféromètre de l’IRAM), avec la raie CO(3-2), décalée vers le rouge à 2 mm. A droite : Champ de vitesse de la galaxie : bleu indique la vitesse négative (côté en approche), et la vitesse rouge positif (côté en récession).

Les instruments mm - submm actuels et futurs donnent un accès direct au contenu moléculaire des premières galaxies de l’Univers. Ces objets sont très poussiéreux et ont des taux de formation d’étoiles très élevés (100-1000 Msol/an). Récemment l’objet très célèbre BR1202 -07 a été résolu et semble être une fusion d’au moins deux objets à un décalage vers le rouge de 4,7 (Salomé et al 2012). Cet objet est très vraisemblablement composé d’encore plus de composantes. BR1202 -07 est donc probablement l’un des premiers groupes/ proto-amas de galaxies dans l’Univers.

Enfin, l’équipe observe des amas de galaxies comme des télescopes gravitationnels, qui amplifient les galaxies d’arrière-plan, et permettent l’étude des galaxies « normales » à grand redshift, impossibles à observer autrement (Egami et al 2010, Zemcov et al 2010, Rex et al 2010, Boone et al 2011). Le groupe a en particulier découvert récemment des galaxies à très grand redshift, grâce à sa distribution spectrale d’énergie très décalée vers le rouge, invisible dans l’optique, et ont été en mesure de déterminer leur redshift seulement avec des raies de CO (Lestrade et al 2010, Combes et al 2012). Ce travail se poursuit activement avec ALMA .

Séminaires à venir

Vendredi 30 novembre 2018, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
Multiscale star-formation in the Ophiuchus Molecular Cloud: from molecular clouds to brown-dwarfs formation
Bilal LADJELATE
IRAM
résumé :
From molecular clouds to stars, every step of the evolution of young stars can be observed in the submillimetric range. The Herschel Space Telescope observed, as part of the Herschel Gould Belt Survey, many molecular clouds. When these molecular clouds are fragmenting, dense prestellar cores accumulating dust and gas are forming and contracting. We performed a census of prestellar dense cores in the Ophiuchus Molecular Cloud, which appear to be coupled with filamentary structures, as part of the paradigm of star-formation inside interstellar filaments. The region was not previously known as filamentary, despite the observation of protostellar alignments. This molecular cloud is under the heavy feedback of active stars nearby seen in the structure of the molecular cloud. Oph B-11, detected with interferometric observations, is a brown dwarf precursor, which final mass will not be important enough for the final star to burn hydrogen. Their formation mechanism is not well constrained, we must find and characterize a first candidate pre-brown dwarf. Oph B-11 was detected along a nearby shock, we characterize chemically. Moreover, higher resolution studies with ALMA show a structured molecular environment and help us constrain the mechanism of formation of this kind of objects. These observations show a series of shocks in different tracers, spatially coincident with the detected position of the pre-brown dwarf, in favour of the gravo- turbulent scenario for the formation of brown dwarfs. I will discuss the legacy of Herschel in the Ophiuchus region in the filament paradigm of star-formation, and the future of these studies with the advent of new instruments, like NIKA2 and its polarimetry facility.
 
Vendredi 21 décembre 2018, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
Astrochemistry in star forming regions : new modeling approaches
Emeric BRON
LERMA
résumé :
Star-forming regions present rich infrared and millimeter spectra emitted by the gas exposed to the feedback of young stars. This emission is increasingly used to study the star formation cycle in other galaxies, but results from a complex interplay of physical and chemical processes : chemistry in the gas and on grain surfaces, (de)excitation processes of the atoms and molecules, heating and cooling balance,... Its understanding thus requires detailed astrochemical models that include the couplings between these processes. In this talk, I will present several examples where new modeling approaches of specific processes and their couplings proved crucial to solve persistent observational riddles : from the driving role of UV irradiation in the dynamics of photodissociation regions (PDR) to the efficient reformation of molecular hydrogen in these regions.
 
Mardi 15 janvier 2019, 11h00
Salle de l'atelier, Paris
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Thresholds for Globular Cluster Formation and their Dominance of Star Formation in the Early-Universe
Bruce ELMEGREEN
IBM Research Division
résumé :
Young massive clusters (YMCs) are usually accompanied by lower-mass clusters and unbound stars with a total mass equal to several tens times the mass of the YMC. If this was also true when globular clusters (GCs) formed, then their cosmic density implies that most star formation before redshift ~2 made a GC that lasted until today. Star-forming regions had to change after this time for the modern universe to be making very few YMCs. Here we consider the conditions needed for the formation of a ~10^6 Msun cluster. These include a star formation rate inside each independent region that exceeds ~1 Msun/yr to sample the cluster mass function up to such a high mass, and a star formation rate per unit area of Sigma_SFR ~ 1 Msun/kpc^2/yr to get the required high gas surface density from the Kennicutt-Schmidt relation, and therefore the required high pressure from the weight of the gas. High pressures are implied by the virial theorem at cluster densities. The ratio of these two quantities gives the area of a GC-forming region, ~1 kpc^2, and the young stellar mass converted to a cloud mass gives the typical gas surface density of 500-1000 Msun/pc^2. Observations of star-forming clumps in young galaxies are consistent with these numbers, suggesting they formed today's GCs. Observations of the cluster cut-off mass in local galaxies agree with the maximum mass calculated from Sigma_SFR. Metal-poor stellar populations in local dwarf irregular galaxies confirm the dominant role of GC formation in building their young disks.
 
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