Download or read book Classification morphologique d un chantillon optique d amas de galaxies written by Florent Rostagni and published by . This book was released on 2014 with total page 259 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Les amas de galaxies sont l'une des sondes cosmologiques permettant de contraindre les modèles d'univers, via leur fonction de masse et leur vitesse de croissance, elles-mêmes mesurées par l'état dynamique des amas. Les grands relevés présents et futurs permettent d'avoir accès à une information plus nombreuse et plus complète sur les amas de galaxies et donc d'utiliser de nouvelles méthodes de détermination de leur état dynamique. Dans cette thèse, une nouvelle méthode de caractérisation morphologique 2+1D des amas a été développée afin d'établir une nouvelle classification des amas. Il s'agit d'une méthode optique basée sur la position et la vitesse radiale des galaxies. Les structures dans la zone d'influence des amas sont détectées et caractérisées en projection et dans l'espace des vitesses radiales à l'aide d'une analyse en ondelettes. À partir du nombre de structures, les amas sont classés en amas unimodal, bimodal ou multimodal. L'ellipticité de leur distribution projetée et la gaussianité de la distribution des vitesses radiales sont également utilisées pour raffiner la classification. La méthode de caractérisation et de classification morphologique a été appliquée à un sous-échantillon de 403 amas issus du catalogue C4 en utilisant les données du SDSS. Il en est ressorti que 25% des amas sont unimodaux, 33% sont bimodaux et 42% sont multimodaux. Une analyse de la stabilité de la classification a également été réalisée ainsi qu'une comparaison avec les résultats de la littérature, que ce soit d'un point de vue statistique ou au niveau des amas individuels.

Download or read book Propri t s des galaxies par type morphologique dans diff rents environnements written by Stefano Andreon and published by . This book was released on 1996 with total page 307 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: CETTE THESE EST UNE PREMIERE ETAPE DECISIVE VERS LA COMPREHENSION DES PHENOMENES RESPONSABLES DU TYPE MORPHOLOGIQUE DES GALAXIES. NOUS AVONS MIS AU POINT DES OUTILS SOLIDES POUR L'ETUDE DES PROPRIETES DES TYPES MORPHOLOGIQUES (CONSTRUCTION D'ECHANTILLONS COMPLETS, CLASSIFICATION MORPHOLOGIQUE REPRODUCTIBLE AVEC UNE TRES GRAND FIABILITE, ANALYSE STATISTIQUE) ET, AU PRIX DE NOMBREUSES CAMPAGNES D'OBSERVATION, CONSTRUIT UNE BASE DE DONNEES NON BIAISEE DE PLUS DE 700 GALAXIES. LE RESULTAT ESSENTIEL DE CE TRAVAIL EST QUE L'ENVIRONNEMENT ET L'EPOQUE NE MODIFIENT PAS LE TYPE MORPHOLOGIQUE DES GALAXIES, NI LES PROPRIETES PHOTOMETRIQUES DES GALAXIES DE TYPE PRECOCE, NI LA DENSITE DE GALAXIES SPIRALES. A L'OPPOSE, L'ENVIRONNEMENT CONTROLE LA DENSITE DE GALAXIES DE TYPE PRECOCE ET LES PROPRIETES PHOTOMETRIQUES DES SPIRALES. DANS CE SCENARIO MIXTE, L'ENVIRONNEMENT CONTROLE LES PROPRIETES PHOTOMETRIQUES ET NON PAS LA DENSITE DE CERTAINS TYPES, ALORS QUE L'INVERSE EST VRAI POUR D'AUTRES TYPES. CELA FAIT QU'IL PEUT Y AVOIR UNE SEGREGATION MORPHOLOGIQUE DANS LES AMAS SANS QUE LES GALAXIES AIENT A CHANGER DE TYPE. DANS LES TROIS AMAS ETUDIES EN DETAIL (COMA, PERSEE ET C10939+4713) LA DISTRIBUTION SPATIALE DES GALAXIES PAR TYPE MORPHOLOGIQUE MONTRE UNE DIRECTION PRIVILEGIEE QUI EST LA SOURCE PRIMAIRE DE LA SEGREGATION MORPHOLOGIQUE RADIALE OU EN DENSITE ETABLIE PRECEDEMMENT. NOUS AVONS EGALEMENT TROUVE QUE LES DEUX SOUS-CLASSES D'ELLIPTIQUES (A BOITE ET A DISQUE) ONT LES MEME PROPRIETES INTRINSEQUES

Download or read book Analyse des propri t s statistiques des amas de galaxies written by Gaël Foëx and published by . This book was released on 2011 with total page 260 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Les amas de galaxies constituent un des outils majeurs de la cosmologie moderne. Une mesure de l'abondance de ces objets permet de caractériser les propriétés cosmologiques de l'Univers et l'analyse de leurs différentes propriétés physiques telles que la masse, la température ou la luminosité X du gaz intra-amas permet quant à elle de contraindre les modèles de formation et d'évolution de ces objets. Dans les deux cas, la grandeur fondamentale est la masse de l'amas de galaxies. Être capable de les estimer de la manière la plus efficace et la plus précise possible est donc une nécessité. Le travail présenté ici s'inscrit dans cette optique : l'étude d'un échantillon représentatif d'amas de galaxies avec des masses déduites de deux analyses différentes afin d'en augmenter la fiabilité. Cette thèse met l'accent sur la méthode qui utilise les effets de lentilles gravitationnelles prédits par la théorie de la Relativité Générale. L'analyse d'images optiques grand champ des amas a constitué la plus grande partie de ce travail : sélection des galaxies lentillées, estimation de leur forme, mesure du signal de cisaillement gravitationnel et reconstruction de la masse. Chaque étape du processus s'accompagne d'erreurs et de limitations qui ont été mises en lumière, en particulier celles attribuées à la distance importante des amas. L'étude de l'échantillon d'amas du point de vue statistique a permis de caractériser ce qu'on appelle les lois d'échelle. Ces relations entre les différentes grandeurs des amas permettent d'étudier les modèles de formation des structures et constituent l'outil nécessaire à une utilisation des amas comme contrainte cosmologique. Leur étalonnage nécessite donc une estimation robuste des masses. Celles déduites de l'analyse des effets de lentilles gravitationnelles ont ains été comparées avec les résultats de la seconde méthode basée sur l'émission X du gaz intra-amas. Pour 7 des 11 amas de l'échantillon, les masses estimées sont compatibles ce qui augmente leur crédibilité. Pour les autres cas, les différences observées mettent en lumière les limitations intrinsèques à chaque méthode, en particulier les effets de projection et l'état dynamique de l'amas. Les résultats obtenus sur la calibration des lois d'échelles sont quant à eux en bon accord avec une grande partie des autres travaux du même type, notamment sur des amas plus proches. Par exemple, la présence de processus physiques non gravitationnels est mise en évidence, à la fois sur les propriétés du gaz et celles de la population des galaxies de l'amas.

Download or read book Galaxy Morphology and Classification written by Sidney Van den Bergh and published by Cambridge University Press. This book was released on 1998-04-16 with total page 125 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: A concise and up-to-date guide to the shape of galaxies and how they can be classified, by one of the pioneers of the field.

Download or read book Etude de la morphologie de galaxies lointaines partir de grands relev s en imagerie infrarouge depuis le sol written by Marc Huertas-Portocarrero Company and published by . This book was released on with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Dans cette thèse, on s'interroge sur la possibilité de quantifier les morphologies de galaxies lointaines dans l'infrarouge proche à l'aide de télescopes au sol afin de quantifier les effets de k-correction morphologique. Dans un premier temps, l'utilisation d'optique adaptative pour corriger les effets de la turbulence atmosphérique est explorée. On présente l'analyse de 79 galaxies observées avec le système d'optique adaptative NaCo du Very Large Telescope (VLT). Les limites sont obtenues grâce à des simulations exhaustives et des comparaisons avec le télescope spatial. Une première estimation de l'évolution morphologique depuis z~1.2 est obtenue à partir de cet échantillon. La comparaison avec les morphologies obtenues avec le télescope spatial laisse entrevoir des différences mais l'échantillon est trop petit pour extraire des conclusions robustes. Un programme d'observations plus large est proposé.Dans un deuxième temps, des améliorations aux méthodes classiques non-paramétriques d'estimation morphologique sont proposées (nombre illimité de paramètres simultanés, frontières non linéaires) afin de pouvoir analyser des données observées à travers l'atmosphère. On démontre que ces améliorations permettent une estimation morphologique en deux grands types (elliptique, spirale) avec un taux de réussite de ~80% sur des données limitées par le seeing. Le code source a été mis à disposition de la communauté. La méthode développée est ensuite employée pour analyser un échantillon de ~50000 galaxies dans l'infrarouge proche. L'évolution morphologique depuis z~2 est obtenue et une quantification des effets de k-correction morphologique est présentée par comparaison avec des données spatiales. On observe une augmentation de la fraction de galaxies elliptiques depuis z~2 (~20%) jusqu'à nos jours (~30%). La classification obtenue est globalement en bon accord avec celle obtenue avec des données spatiales dans le visible jusqu'à z~1. Au delà, la classification infrarouge a tendance à trouver ~1.5 fois plus de galaxies précoces.

Download or read book De la nature des amas de galaxies la cosmologie written by Christophe Adami and published by . This book was released on 1998 with total page 454 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: LA COSMOLOGIE ACTUELLE UTILISE LES PREDICTIONS DES MODELES POUR JUGER DE LEUR VALIDITE. UN DES PRODUITS DES MODELES HIERARCHIQUES EST LES GRANDES STRUCTURES ET PLUS PARTICULIEREMENT LES AMAS DE GALAXIES. ILS SONT AISEMENT ETUDIABLES ET OFFRENT DONC UN CHAMP IDEAL DE VERIFICATION DES THEORIES. PAR EXEMPLE, IL S'AGIT DES PLUS GRANDES STRUCTURES RELAXEES DE L'UNIVERS. NOUS POUVONS DONC AVOIR ACCES A LEUR MASSE ET A LA QUANTITE DE MATIERE NOIRE DE CES SYSTEMES. DE MEME, LA FORME DE LEUR PROFIL DE DENSITE PERMET AUSSI DE CONTRAINDRE LES MODELES. TOUS CES ELEMENTS, NON EXHAUSTIVEMENT ENUMERES, PERMETTENT EGALEMENT D'APPREHENDER L'EVOLUTION TEMPORELLE DES MODELES D'UNIVERS A TRAVERS CELLE DES AMAS PAR UNE ETUDE DE LEUR REPRESENTANTS PLUS LOINTAINS. CES ETUDES DOIVENT ETABLIR DES TENDANCES GENERALES (ASPECT STATISTIQUE) SANS TOUTEFOIS OMETTRE LA COMPREHENSION DES COMPORTEMENTS PARTICULIERS. L'ASPECT STATISTIQUE NECESSITE DES ECHANTILLONS HOMOGENES ET COMPLETS POUR MINIMISER LES EFFETS DE SELECTION. L'ASPECT PARTICULIER REQUIERT POUR SA PART DES AMAS BIEN ECHANTILLONNES DE FACON A DEDUIRE PRECISEMENT LES PARAMETRES RECHERCHES. DANS CETTE OPTIQUE, NOUS AVONS MENE L'ETUDE DE L'ECHANTILLON ENACS DE 107 LIGNES DE VISEE (107 AMAS PROCHES : Z0.07). NOUS EN DEDUISONS DES INFORMATIONS SUR LES PROPRIETES INTRINSEQUES DES AMAS AINSI QU'UNE VALEUR FAIBLE DE #0 DE L'ORDRE DE 0.3 POUR UN UNIVERS OUVERT. L'ASPECT PARTICULIER DE L'ETUDE A ETE LUI ASSURE PAR DES DONNEES EXTENSIVES DE L'AMAS DE COMA (Z0.02). NOUS DISPOSONS POUR CELA DU PLUS LARGE ECHANTILLON DE DONNEES SPECTRO-PHOTOMETRIQUES ACTUELLEMENT DISPONIBLE (DE Z0 A Z1). ENFIN, DE FACON A OBTENIR L'INFORMATION D'EVOLUTION, NOUS MENONS LA PRISE DE DONNEES ET L'ANALYSE PRELIMINAIRE D'UN ECHANTILLON D'AMAS LOINTAINS.

Download or read book L EMISSION ULTRAVIOLETTE DE GALAXIES SPIRALES ET IRREGULIERES INTERPRETATION EN TERMES DE FORMATION STELLAIRE written by VERONIQUE.. BUAT PUIMATTO and published by . This book was released on 1989 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: LES FLUX DANS L'ULTRAVIOLET LOINTAIN D'UN LARGE ECHANTILLON DE GALAXIES DE TYPE MORPHOLOGIQUE TARDIF ONT ETE UTILISES POUR EVALUER LEUR TAUX RECENT DE FORMATION STELLAIRE. CETTE ETUDE CONCERNE A LA FOIS DES GALAXIES DONT LES FLUX SONT INTEGRES, ISOLEES OU LOCALISEES DANS UN AMAS, ET LE DISQUE D'UNE GALAXIE SPIRALE RESOLUE. LA FONCTION INITIALE DE MASSE DES ETOILES MASSIVES DE CES GALAXIES N'APPARAIT PAS VARIER SIGNIFICATIVEMENT D'UN OBJET A L'AUTRE. LE TAUX DE FORMATION STELLAIRE PAR UNITE DE SURFACE CORRELE AVEC LA DENSITE SURFACIQUE GAZEUSE DES GALAXIES SPIRALES ISOLEES OU LOCALISEES DANS UN AMAS. UNE DIFFERENCE D'EFFICACITE DE LA FORMATION STELLAIRE SUIVANT LE TYPE MORPHOLOGIQUE DES OBJETS EST MISE EN EVIDENCE PAR L'ETUDE DE LA CORRELATION ENTRE TAUX DE FORMATION STELLAIRE ET CONTENU GAZEUX ET PAR CELLE DES VARIATIONS DU TEMPS D'EPUISEMENT DU GAZ ET DU TAUX ACTUEL DE FORMATION STELLAIRE, LIE PEUT-ETRE A LA DYNAMIQUE A GRANDE ECHELLE DES GALAXIES

Download or read book Contraintes Sur la Distribution de Masse Des Galaxies written by Marceau Limousin and published by Omniscriptum. This book was released on 2018-02-28 with total page 192 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Dans cette th se, je m'int resse l' tude des halos de mati re noire des galaxies en utilisant l'optique gravitationnelle. L'id e est la suivante: l'observation des formes de galaxies distantes qui ont t d form es gravitationnellement par des galaxies d'avant-plan nous permet de contraindre la distribution de masse des galaxies d'avant-plan. Etant donn que la distortion d'une galaxie lentille sur une galaxie distante est tr s faible devant la largeur de la distribution en ellipticit des galaxies, la seule fa on de mesurer cet effet est de consid rer le probl me statistiquement. Par cons quent, l'optique gravitationnelle permet de contraindre les propri t s d'une population de halo de mati re noire, et la significance des contraintes d pendra du nombre de paires avant-plan/arri re- plan. Je pr sente une tude th orique du ph nom ne, en appliquant une m thode de maximum de vraisemblance sur des donn es simul es, et en introduisant des profils de masse d crivant les halos de galaxies. J'applique ensuite la m thode propos e sur un chantillon d'amas de galaxies massifs afin d' tudier les propri t s des galaxies r sidant dans ces environnements denses.

Download or read book Spectro morphologie des galaxies written by Sébastien Lauger and published by . This book was released on 2004 with total page 147 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: La morphologie des galaxies est la conséquence d'un ensemble de processus physiques qui interagissent et façonnent les galaxies depuis leur formation. Un des buts d'une classification morphologique est de rendre compte de ces processus physiques, c'est-à-dire être physiquement interprétable, cohérente et complète. La classification morphologique de Hubble n'est plus un outil adapté aux besoins de l'astrophysique moderne. D'une part la morphologie des galaxies change avec la longueur d'onde. D'autre part, une proportion croissante avec le redshift de galaxies n'entre pas dans la séquence de Hubble. Cette thèse décrit un système de classification multi-longueur d'onde automatique et objectif, basé sur les paramètres quantitatifs de concentration et d'asymétrie des galaxies. La méthode a été appliquée avec succès à un échantillon de 456 galaxies à haut redshift, et constitue un outil prometteur pour contraindre les modèles de formation et d'évolution des galaxies.

Download or read book Formation et volution des galaxies elliptiques partir de l tude de leurs amas globulaires written by Sandra Chapelon and published by . This book was released on 2001 with total page 189 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: L'étude des systèmes d'amas globulaires autour des galaxies elliptiques permet d'apporter des contraintes sur la formation et l'évolution de ces galaxies. Dans cette thèse, je présente tout d'abord le contexte scientifique lié aux galaxies elliptiques à savoir ce qu'est une galaxie elliptique, les différents modèles de formation de ces galaxies ainsi que les contraintes observationnelles sur la formation et l'évolution des galaxies elliptiques à partir de l'étude de leurs systèmes d'amas globulaires. Je détaille ensuite l'acquisition et la réduction des données pour les deux galaxies étudiées, NGC 7457 et NGC 720. La troisième partie est consacrée à l'étude générale des systèmes d'amas globulaires de ces deux galaxies : la sélection d'un échantillon, l'étude de la morphologie du système (profil de densité, angle de position et ellipticité) et les caractéristiques liées à la galaxie parente (fonction de luminosité et fréquence spécifique). Je me penche ensuite sur l'étude des distributions en couleur et métallicité des système d'amas de NGC 7457 et NGC 720 afin de détecter la présence éventuelle de sous-populations avec des métallicités différentes. La dernière partie est consacrée aux contraintes spécifiques apportées sur la formation et l'évolution de NGC 7457 et NGC 720 par les distributions spatiales, la fréquence spécifique et les distributions en métallicité trouvées unimodales.

Download or read book L mission ultraviolette de galaxies spirales et irr guli res written by Véronique Buat and published by . This book was released on 1989 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Les flux dans l'ultraviolet lointain d'un large échantillon de galaxies de type morphologique tardif ont été utilisés pour évaluer leur taux récent de formation stellaire. Cette étude concerne à la fois des galaxies dont les flux sont intégrés, isolés ou localisés dans un amas, et le disque d'une galaxie spirale résolue. La fonction initiale de masse des étoiles massives de ces galaxies n'apparait pas varier significativement d'un objet a l'autre. Le taux de formation stellaire par unité de surface correle avec la densité surfacique gazeuse des galaxies spirales isolées ou localisées dans un amas. Une différence d'efficacité de la formation stellaire suivant le type morphologique des objets est mise en évidence par l'étude de la corrélation entre taux de formation stellaire et contenu gazeux et par celle des variations du temps d'épuisement du gaz et du taux actuel de formation stellaire, lié peut-être à la dynamique à grande échelle des galaxies.

Download or read book FORMATION DE GALAXIES ELLIPTIQUES ET STRUCTURE DES AMAS DE GALAXIES written by GASTAO.. BIERRENBACH LIMA-NETO and published by . This book was released on 1993 with total page 138 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: LE THEME DE CETTE THESE EST L'ETUDE DE LA FORMATION ET DE LA STRUCTURE DE GALAXIES ELLIPTIQUES AU SEIN DE GROUPES ET AMAS DE GALAXIES. CETTE ETUDE SE DIVISE SELON DEUX APPROCHES PRINCIPALES: L'ANALYSE DES PROPRIETES PHYSIQUES ET MORPHOLOGIQUES DE DEUX AMAS DE GALAXIES, ABELL 85 ET 2199 ; ET L'ETUDE NUMERIQUE DE LA FORMATION DE GALAXIES ELLIPTIQUES PAR COALESCENCE DE GALAXIES SPIRALES. LES AMAS DE GALAXIES ONT ETE ANALYSES A PARTIR DE CLICHES PRIS PAR LE DETECTEUR IPC A BORD DU SATELLITE EINSTEIN DANS LE DOMAINE DE RAYONNEMENT X. LE GAZ INTRA-AMAS RESPONSABLE DE L'EMISSION X EST SUPPOSE ETRE EN EQUILIBRE AVEC LE POTENTIEL DE L'AMAS ET SERT DE TRACEUR DE CE DERNIER. EN UTILISANT UNE TECHNIQUE D'AJUSTEMENT DES CLICHES PAR DES IMAGES DE SYNTHESE, IL EST POSSIBLE DE DETERMINER LE PROFIL RADIAL DE DENSITE DU GAZ EMETTEUR AINSI QUE SA MORPHOLOGIE ET LA PRESENCE DES SOUS-STRUCTURES. EN TIRANT PROFIT DES PROPRIETES SPECTRALES DU DETECTEUR, LE PROFIL DE TEMPERATURE DU GAZ EST ESTIME. L'ETUDE DE LA FORMATION DE GALAXIES ELLIPTIQUES SE FAIT PAR LE BIAIS DE SIMULATIONS A N-CORPS, EN UTILISANT UN CODE EN ARBRE ET UN CODE DE SOMME DIRECTE SUR UN ORDINATEUR MASSIVEMENT PARALLELE. TROIS CLASSES DE CONDITIONS INITIALES ONT ETE REALISEES: DEUX GALAXIES SPIRALES DE MASSE SEMBLABLE PLACEES SOIT EN ORBITE CIRCULAIRE, SOIT SUR UNE TRAJECTOIRE DE COLLISION DE PLEIN FOUET ; DES GROUPES DE GALAXIES SPIRALES EN EQUILIBRE DU VIRIEL ; UN EFFONDREMENT SANS COLLISION D'UN GAZ FROID. LES GALAXIES SPIRALES SUIVENT LE MODELE DE MIYAMOTO & NAGAI A TROIS COMPOSANTES BULBE, DISQUE ET HALO. LES SIMULATIONS ONT ETE SUIVIES JUSQU'A LA FORMATION D'UN OBJET ELLIPTIQUE CENTRAL EN EQUILIBRE QUASI-STATIONNAIRE. LES PROPRIETES PHYSIQUES ET MORPHOLOGIQUES DE L'OBJET FINAL DES SIMULATIONS SONT CONFRONTEES A DES MODELES ISSUS DE LA PHYSIQUE STATISTIQUE APPLIQUEE A DES SYSTEMES GRAVITATIONNELS EN EQUILIBRE. LES STRUCTURES FINES, VARIATION DE L'ELLIPTICITE, DEFORMATION ET ROTATION DES ISOCONTOURS, ONT ETE COMPAREES A DES DONNEES OBSERVATIONNELLES. UNE MODIFICATION DE LA MECANIQUE NEWTONIENNE A ETE AUSSI CONSIDEREE DANS LE CADRE DE L'ETUDE DE LA STRUCTURE DU GAZ INTRA-AMAS

Download or read book Etude des propri t s cin matiques et de la distribution de mati re d un chantillon de galaxies spirales et irr guli res written by Olivia Garrido and published by . This book was released on 2003 with total page 261 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Nous décrivons le programme GHASP (instrumentation, réduction, objectifs) dans lequel s'inscrit ce travail. Nous présentons des données cinématiques 2D pour 96 galaxies spirales et irrégulières dont l'analyse montre que : l'allure des courbes de rotation Hα varie avec la luminosité et le type morphologique. Seules les galaxies précoces ont des courbes de rotation décroissantes. Les galaxies barrées présentent un gradient interne de vitesse plus faible que les galaxies sans barre. Les galaxies peu massives présentent les courbes de rotation les plus dissymétriques. Les galaxies de type Sd, Sdm et Irr ont des caractéristiques cinématiques semblables. L'extension des disques Hα varie avec le type morphologique et est corrélée avec la valeur de la densité surfacique de gaz neutre au rayon optique. Les modèles de masse réalisés pour 23 galaxies montrent que les halos sombres tendent plutôt à avoir une densité centrale constante, quel que soit le type morphologique ou la vitesse maximale.

Download or read book Impact des fusions majeures sur l volution des galaxies spirales et naines written by Sylvain Fouquet and published by . This book was released on 2013 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: La découverte de l'expansion de l'univers par Edwin Hubble en 1929 et l'étude de modèles cosmologiques ont retiré à l'univers son image statique et infinie; l'univers évolue depuis plus de 13 milliards d'années, depuis le Big Bang. Le modèle cosmologique standard hiérarchique LCDM prédit que, durant cette évolution, les halos de matière noire auraient principalement accrété de la masse par fusions successives. L'évolution des baryons, qui se trouveraient être en quantité bien plus faible, aurait suivi celle de la matière noire. Deux types de fusions auraient structuré l'évolution des galaxies : les fusions mineures et majeures. De plus, une accrétion continue de gaz froid, similaire à de nombreuses fusions mineures, aurait aussi pu jouer un rôle dans l'assemblage de la masse des galaxies. Les fusions mineures et l'accrétion de gaz entraînent une évolution douce des galaxies. A contrario, les fusions majeures modifient brutalement la morphologie aussi bien que la cinématique des galaxies en fusion et forment ainsi de nouvelles galaxies. Une dernière forme d'évolution apparaît lorsque la galaxie est isolée ou pendant une période séparant deux épisodes de fusion : l'évolution séculaire. La morphologie et la cinématique d'une galaxie peuvent alors changer via des perturbations internes ou générées par la dernière fusion. L'évolution séculaire n'ajoute pas de masse à la galaxie; seule, elle est insuffisante pour créer une galaxie. Pour mieux contraindre l'évolution des galaxies, je me suis tout d'abord penché sur l'évolution des galaxies durant les huit derniers milliards d'années. Dans cette optique, j'ai travaillé sur des données observationnelles du programme IMAGES (Intermediate MAss Galaxies Evolution Sequence), une étude, basée sur 63 galaxies situées à des redshifts intermédiaires (z = 0.6), ayant pour objectif de dresser un portrait de l'état des galaxies à redshifts intermédiaires et de comprendre les mécanismes à l'oeuvre dans leur évolution. J'ai principalement utilisé les méthodes de travail développées sur l'échantillon du projet IMAGES pour 12 nouvelles galaxies ayant un redshift moyen légèrement plus grand (z = 0.7 au lieu de 0.6). Avec les données du HST provenant du relevé GOODS, j'ai classé morphologiquement les galaxies du nouvel échantillon. Puis, utilisant les données du spectrographe multi-objets GIRAFFE, j'ai déterminé la cinématique de ces galaxies. Je retrouve, pour une plus petite statistique, les résultats du projet IMAGES : la fraction importante de galaxies particulières qui représentent plus de 50% des galaxies de masses intermédiaires à des redshifts intermédiaires, au détriment des galaxies spirales ; une corrélation entre la classe morphologique des galaxies spirales et celle cinématique des galaxies en rotation; une tendance pour les galaxies particulières à avoir une cinématique complexe ou perturbée. Ces résultats impliquent que les galaxies ont changé de morphologie entre z = 0,7 et z = 0. Les galaxies ayant une cinématique complexe ou perturbée sur de grandes échelles (> 5 kpc) requièrent des mécanismes bouleversant l'ensemble du gaz. Le mécanisme d'évolution le plus apte à les expliquer est la fusion majeure plutôt que l'accrétion lente de gaz ou la fusion mineure de galaxies naines. Les galaxies elliptiques de l'univers proche étant déjà en place à z > 1, les galaxies particulières ont dû alors évoluer en galaxies spirales. Tester le scénario de reconstruction des galaxies spirales après une fusion majeure a été le second axe de mon travail de recherche. La fraction de gaz, plus élevée dans le passé (> 50 % à z = 1 - 2), joue un rôle primordial dans ce processus de reconstruction. Une partie du gaz en se refroidissant après une fusion majeure tombe dans le potentiel de la galaxie tout en conservant son moment angulaire et peut ainsi reformer un disque. Hammer et al. (2005a) interprète la formation stellaire sur les huit derniers milliards d'années ainsi que l'évolution de la morphologie et des abondances des galaxies par des épisodes de fusions majeures suivis de formation de galaxies spirales par reconstruction d'un disque. Suivant ce scénario, de nombreuses galaxies spirales de l'univers proche résulteraient d'une fusion majeure. La galaxie M31 semble être une bonne candidate pour ce type de phénomène. Elle a un nombre d'amas globulaires et de galaxies naines près de deux fois supérieur à celui de la Voie Lactée, plusieurs courants stellaires dont le Giant Stream et surtout un bulbe classique. J'ai participé au travail de reconstruction de M31 après une fusion majeure via des simulations numériques afin de tester cette hypothèse. Une fusion majeure de rapport de masse 3, avec des fractions de gaz dépassant les 60 % et comprenant un premier passage il y a 8-9 milliards d'années et une fusion il y a 5-6 milliards d'années, reproduit les structures morphologiques et cinématiques principales de M31 (bulbe, disque épais, disque mince, Giant Stream), renforçant ainsi le scénario de reconstruction du disque après une fusion majeure. Mon dernier travail de recherche a porté sur les conséquences des fusions majeures sur leur environnement. En effet, les débris éjectés d'une fusion majeure peuvent atteindre des masses de plus de 15 % de la masse baryonique totale des galaxies en fusion. La majeure partie de la matière éjectée à grande distance pourrait être due à la formation de queues de marée durant la fusion. A l'intérieur de ces queues de marée, de nouvelles galaxies naines peuvent se former, des galaxies naines de marée. Une fusion majeure peut donc être la source de la formation de nouvelles galaxies. Si la majeure partie des galaxies spirales se sont formées par fusions majeures, les conséquences de ces dernières ne peuvent être négligées. Plus particulièrement, la fusion majeure qui serait à l'origine de M31 aurait pu essaimer des galaxies naines dans le Groupe Local. Il se trouve que les galaxies naines de la Voie Lactée ont deux particularités : une distribution spatiale en forme de plan épais, dénommée VPOS (Vast Polar Structure), et la présence de deux galaxies naines irrégulières, les Nuages de Magellan (MC pour Magellanic Cloud), très proches de la Voie Lactée (

Download or read book D tection et analyse par effet de lentille gravitationnelle d amas de galaxies written by Patrick Hudelot and published by . This book was released on 2005 with total page 267 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: La cartographie de la masse des amas de galaxies comparée aux resultats statistiques de simulations numériques constitue un test cosmologique puissant. L'originalité de la mesure de masse par effet de lentille gravitationnelle presentée dans la première partie est la place importante faite à de nouvelles techniques statistiques bayésiennes pour la mesure de forme des galaxies et la reconstruction de masse. Ce formalisme a permis de préciser le profil de masse NFW de l'amas Cl0024. Dans une seconde partie est presenté le projet de détection conjointe d'amas par effet Sunyaev-Zel'dovich (radio) et Red Cluster Sequence (optique). Cette dernière méthode repose sur l'identification de séquences en couleur de galaxies elliptiques dans les amas. L'implémentation à été validée sur un echantillon d'images du relevé global. Enfin, un chapitre est consacré aux outils de réduction des images grand champ ayant servi de support a ce travail.

Download or read book MORPHOLOGIE ET DYNAMIQUE DES GALAXIES BARRES DE TYPE PRECOCE written by Hervé Wozniak and published by . This book was released on 1991 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: LES BARRES STELLAIRES VISIBLES DANS PLUS D'UN TIERS DES GALAXIES A DISQUE POSENT DE NOMBREUX PROBLEMES, NOTAMMENT CONCERNANT LEUR STRUCTURE DYNAMIQUE. LEURS PROPRIETES GLOBALES, TELLES QUE LEUR LUMINOSITE, LEUR MASSE, ETC., SONT TRES MAL CONNUES CE QUI GENE CONSIDERABLEMENT LA CONSTRUCTION DE MODELES DYNAMIQUES REALISTES ET AUTO-CONSISTANTS. NOUS AVONS DONC PORTE NOTRE EFFORT SUR DES GALAXIES BARREES DE TYPE PRECOCE (CLASSEES SBO) DE FACON A N'ETUDIER QUE DES BARRES DEBARRASSEES DE STRUCTURES ACCOMPAGNATRICES TELS LES BRAS SPIRAUX, LES BANDES DE POUSSIERES, ETC. LA RELATIVE SIMPLICITE DE CES OBJETS (BULBE, BARRE, DISQUE) N'EMPECHE EN RIEN UNE GRANDE VARIETE MORPHOLOGIQUE. AUSSI, NOUS AVONS CONSTRUIT UN ECHANTILLON CONTENANT 17 GALAXIES DE TYPE SBO PARMI UN ENSEMBLE D'UNE TRENTAINE DE GALAXIES OBSERVEES AU 60 CM D'HAWAII PAR M.J. PIERCE (D.A.O.), AU 1.54 M DANOIS DE L'ESO PAR A. BOSMA (OBSERVATOIRE DE MARSEILLE) ET AU 120 CM DE L'OHP PAR NOUS-MEME. DANS UN PREMIER TEMPS, NOUS AVONS ETUDIE LA MORPHOLOGIE DES BARRES. LES ISOPHOTES DES BARRES AYANT UN ASPECT PLUS RECTANGULAIRE QU'ELLIPTIQUE, NOUS AVONS CHERCHE A CARACTERISER DE MANIERE OBJECTIVE L'ECART ENTRE L'ISOPHOTE REELLE ET L'ELLIPSE QU'ON LUI AJUSTE. POUR CELA, UN PARAMETRE DE FORME (C) A ETE INTRODUIT DANS L'EQUATION DE L'ELLIPSE AFIN D'AJUSTER DES FORMES ALLANT DU LOSANGE (C TENDANT VERS 1) AU RECTANGLE (C TENDANT VERS L'INFINI) EN PASSANT PAR L'ELLIPSE (C EGALE 2). IL A ETE AINSI MONTRE QUE LE PARAMETRE DE FORME ATTEINT UN MAXIMUM PRES DE LA FIN DE LA BARRE, CE MAXIMUM VALANT POUR NOTRE ECHANTILLON ENTRE 2,5 ET 5,5. APRES SOUSTRACTION DU BULBE, L'EXCENTRICITE DE LA BARRE DECROIT AVEC LE RAYON. SUR UN CINQUIEME DE LA LONGUEUR DE LA BARRE, L'EXCENTRICITE PEUT DECROITRE DE 0,7-0,9 A 0,5 VERS LA FIN DE LA BARRE. DES RESULTATS SIMILAIRES ONT ETE OBTENUS SUR DES BARRES ISSUES DE SIMULATIONS NUMERIQUES. CES ECARTS A L'ELLIPTICITE PRESENTS DANS LA DISTRIBUTION DE MASSE DOIVENT EVIDEMMENT AVOIR DES REPERCUSSIONS SUR LA DYNAMIQUE INTERNE DES ETOILES ET DU GAZ DE LA BARRE. TOUTEFOIS, JUSQU'A PRESENT, AUCUN MODELE N'A SERIEUSEMENT PRIS EN COMPTE L'ASPECT REEL DES BARRES, ADOPTANT GENERALEMENT UNE DISTRIBUTION ELLIPTIQUE DE MASSE (NOTAMMENT LES ELLIPSOIDES DE FERRERS) OU UNE EXPRESSION DU POTENTIEL NE CONTENANT QU'UNE PERTURBATION DE SYMETRIE D'ORDRE 2. AUSSI, PLUTOT QU'INTRODUIRE ARBITRAIREMENT UNE COMPOSANTE QUADRUPOLAIRE OU D'ORDRE SUPERIEURE DANS LE POTENTIEL, NOUS AVONS CHOISI DE MESURER DIRECTEMENT LES COMPOSANTES DE FOURIER DU POTENTIEL SUR DES IMAGES CORRIGEES DE L'INCLINAISON SUR LE PLAN DU CIEL. DANS LA MESURE OU, SELON DIFFERENTS ARGUMENTS INDEPENDANTS, LES BARRES SEMBLENT ETRE DES STRUCTURES DE FAIBLE EPAISSEUR, IL SUFFIT DE RESOUDRE L'EQUATION DE POISSON DANS LE PLAN DE L'IMAGE. LE RAPPORT MASSE-LUMINOSITE EST SUPPOSE CONSTANT DANS LE BULBE ET LA BARRE, CE QUI EST COMPATIBLE AVEC NOS MESURES DE GRADIENT D'INDICE DE COULEUR. LES POTENTIELS AINSI CALCULES ONT PERMIS DE METTRE EN EVIDENCE CERTAINES LACUNES DES MODELES TRADITIONNELS. ON RETROUVE EVIDEMMENT LE FAIT QUE LES MODELES NE PRENNENT PAS EN COMPTE LA RECTANGULARITE DE LA DISTRIBUTION DE MASSE. D'AUTRE PART, IL APPARAIT QUE LA VARIATION DE L'EXCENTRICITE DE LA BARRE JOUE UN ROLE TRES IMPORTANT QUI NE PEUT ETRE ENTIEREMENT REPRODUIT PAR DES MODELES A EXCENTRICITE CONSTANTE. PAR EXEMPLE, NOUS AVONS ESSAYE D'AJUSTER PAR UNE METHODE DE MOINDRES CARRES LE POTENTIEL D'UN ELLIPSOIDE DE FERRERS A CELUI CALCULE POUR NGC 936. IL S'AVERE QU'IL EST IMPOSSIBLE D'AJUSTER LES COMPOSANTES M=2 ET M=4 AVEC UN SEUL ET MEME MODELE. LE POTENTIEL DE L'UNE DES GALAXIES DE L'ECHANTILLON (NGC 936) A ETE ETUDIE PLUS EN DETAIL. LES EQUATIONS DU MOUVEMENT ONT ETE INTEGREES AFIN DE TROUVER LES FAMILLES D'ORBITES PERIODIQUES ET DE CONSTRUIRE DES DIAGRAMMES CARACTERISTIQUES. LA SERIE DE FOURIER DU POTENTIEL A ETE TRONQUEE AFIN D'ETUDIER LES CHANGEMENTS QU'INTRODUISENT CHACUNE DES COMPOSANTES. AINSI, TROIS CONFIGURATIONS DE POTENTIEL ONT ETE UTILISEES: UN POTENTIEL COMPOSE UNIQUEMENT DE LA PARTIE AXISYMETRIQUE (M=0), L'AJOUT DE LA COMPOSANTE M=2 ET ENFIN, L'ADDITION DE LA COMPOSANTE M=4. LES DIAGRAMMES CARACTERISTIQUES ONT ETE COMPLETES PAR DES SURFACES DE SECTIONS CALCULEES DANS LES MEMES CONFIGURATIONS AFIN D'EVALUER L'IMPORTANCE DES REGIONS DE L'ESPACE DES PHASES OCCUPEES PAR LES ORBITES PIEGEES, SEMI-ERGODIQUES OU ERGODIQUES. LES ORBITES PERIODIQUES CALCULEES MONTRENT QUE NI CELLES DE LA FAMILLE X1, NI CELLES DE LA FAMILLE 4/1, DEUX FAMILLES SUR LESQUELLES ON PEUT CONSTRUIRE LA FORME RECTANGULAIRE DE LA DENSITE DE MASSE DANS LES MODELES TRADITIONNELS, NE PEUVENT, DANS NOTRE CAS, CONTRIBUER AU SQUELETTE DE LA BARRE. EN EFFET, CES ORBITES SONT GENERALEMENT INSTABLES OU N'ONT PAS LA BONNE GEOMETRIE. AUSSI, AFIN DE REPRODUIRE LA FORME RECTANGULAIRE, IL SEMBLE NECESSAIRE D'INVOQUER SOIT LA SUPERPOSITION D'ORBITES ASYMETRIQUES DE LA FAMILLE 3/1, SOIT DES ORBITES SEMI-ERGODIQUES CONFINEES PAR UN CANTORI AUTOUR DE LA X1, SOIT DES OR

Download or read book Structure morphologique et populations stellaires d un chantillon de galaxies spirales written by Prime Karera and published by . This book was released on 2016 with total page 95 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: 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.