De la métallicité et la formation stellaire des galaxies spirales barrées

Afin d’étudier l’historique de formation stellaire et d’enrichissement chimique des galaxies spirales barrées, j’ai simulé l’évolution de 27 galaxies spirales, barrées et non barrées, de diverses masses stellaires et fractions de gaz. Alors que les galaxies non barrées présentent une évolution lente et continue sur les deux milliards d’années que durent nos simulations, les galaxies barrées ont une évolution bien plus explosive, et ce particulièrement pour les galaxies les plus massives. Dans un premier temps, je montre que la présence de la barre entraine un flot important de gaz des régions périphériques vers le centre de la galaxie barrée, causant un sursaut de formation stellaire et une croissance importante de l’abondance chimique centrale, et que l’amplitude et la vitesse à laquelle ce sursaut arrive augmentent avec la masse de la galaxie. Cet épisode de sursaut stellaire entraine alors une diminution importante de la masse de gaz, entrainant à son tour une décroissance de la formation stellaire et une stagnation de l’enrichissement chimique pour le reste de l’évolution de la galaxie. Dans un deuxième temps, je montre qu’à cause de la dynamique en deux périodes très différentes des galaxies barrées, deux galaxies de masse très semblable peuvent avoir des taux de formation stellaire et des métallicités complètement différentes en fonction de leur stade évolutif, stade qu’on ne peut déterminer aisément. Cette difficulté est tout aussi importante lorsqu’on compare le coeur des galaxies barrées et non barrées entre elles, étant donné que des coeurs comparables sont situés dans les galaxies très différentes, et que des galaxies semblables ont des coeurs très différents.

Structure morphologique et populations stellaires d’un échantillon de galaxies spirales

Afin de caractériser la structure morphologique et les populations stellaires d’un échantillon de treize galaxies spirales, j’ai analysé des images WISE et GALEX, et j’ai construit des diagrammes magnitude-magnitude et couleur-magnitude pixel à pixel. Les diagrammes présentent des groupes de pixels qui correspondent spatialement aux composantes structurales des galaxies. Les diagrammes ainsi que les profils radiaux de brillance de surface indiquent que les variations de la densité surfacique de masse de la vieille population stellaire jouent un rôle important dans la différenciation des structures. On estime l’âge des jeunes complexes stellaires et l’extinction dans ces galaxies en les comparant à des modèles de populations stellaires simples nées de sursauts de formation stellaire instantanée. L’étude de ces propriétés est possible grâce à la combinaison des données ultraviolettes et infrarouge et à la grande sensibilité de la couleur ultraviolette à la variation de l’âge. On observe un gradient d’extinction dont la pente est liée à la présence d’une barre ou d’une activité nucléaire : en effet, l’extinction décroît avec la distance galactocentrique et la pente est plus petite pour les galaxies ayant une barre ou une activité nucléaire. On observe également un gradient d’âge où les régions externes sont moins évoluées que celles du centre sauf pour les galaxies de type tardif.