Thèse soutenue

Étendre le domaine des galaxies aux faibles luminosités de surface

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Auteur / Autrice : Brisa Mancillas Vaquera
Direction : David Valls-GabaudFrançoise Combes
Type : Thèse de doctorat
Discipline(s) : Astronomie et Astrophysique
Date : Soutenance le 23/09/2019
Etablissement(s) : Paris Sciences et Lettres (ComUE)
Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Astronomie et astrophysique d'Île-de-France (Meudon, Hauts-de-Seine ; 1992-....)
Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire d’étude du rayonnement et de la matière en astrophysique et atmosphères (Paris ; 2002-....) - Laboratoire d'Etudes du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique
établissement opérateur d'inscription : Observatoire de Paris (1667-....)
Jury : Président / Présidente : Rosine Lallement
Examinateurs / Examinatrices : David Valls-Gabaud, Françoise Combes, Jérôme Pety, Alessandro Boselli, Françoise Combes, Pierre-Alain Duc
Rapporteurs / Rapporteuses : Jérôme Pety, Alessandro Boselli

Mots clés

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Mots clés contrôlés

Résumé

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L'exploration de l'émission de lumière diffuse et de la périphérie des galaxies dans le régime de faible luminosité de surface (LSB pour ses sigles en anglais) est essentielle afin de comprendre le mécanisme de formation de l'évolution des galaxies, et élémentaire pour pouvoir contraindre les modèles théoriques et simulations numériques dans un contexte cosmologique. Les donnés observationnelles, aussi bien dans le domaine optique que radio, complémentées par des simulations numériques nous fournissent des informations cruciales sur les propriétés morphologiques des sous-structures autour des galaxies massives, ainsi que sur leur distribution de masse, le contenu du gaz moléculaire et la formation des étoiles des galaxies LSB telles que galaxies ultra diffuses (UDGs) récemment recouvertes.Dans cette thèse, nous présentons plusieurs analyses destinés à l'étude de ces sujets. Dans un premier temps, motivés par les récents travaux sur les observations du télescope CFHT des sondant de profondes images, qui ont révélé d'importantes structures fines dans les galaxies LSB, comme des queues de marée, des courants stellaires et des coquilles, nous avons calculé des statistiques d'une simulation numérique hydrodynamique afin d’interpréter les observations et faire des prédictions sur la distribution en masse des galaxies dans le passé. Nous avons fait un recensement de ces sous-structures et nous avons calculé leur temps de survie. Nous avons aussi étudié leur dépendance vis à vis de plusieurs propriétés comme, par exemple, leur luminosité de surface et projection. Nous avons trouvé que les coquilles et les courants restent visibles environ 4 Gyr et qu'ils sont principalement associés à des fusions mineures et a une accumulation continue de gaz diffus, alors que les queues de marée ont une durabilité d'environ 1 Gyr et sont corrélées avec des événements de fusion majeurs. En parallèle, dans ces travaux, nous avons employé d'une approche semi-empirique pour construire un catalogue factice afin de faire des prédictions sur des relations d'échelle et contraindre des paramètres physiques des galaxies UDGs et LSB. D'un autre côté, nous avons réalisé de la spectroscopie CO des galaxies UDGs observées à IRAM-30m pour quantifier leur contenu en gaz moléculaire. Les galaxies sélectionnées étaient constituées de sources provenant de plusieurs environnements et avec des propriétés différentes, notamment des objets comme les galaxies très rouges Dragonfly 44 et DGSAT I. Nous avons obtenu des limites supérieures sans précédent de leur masse de CO (quelques 10^6-10^7 masses solaires). Aussi, nous avons fait des observations à IRAM-30m pour détecter le contenu de gaz moléculaire dans un échantillon de 4 galaxies jeunes qui présentent des galaxies avec coquilles proéminents, comme c'est le cas, par exemple, du NGC 0474 et Arp 230. Notre but est de tester le modèle de formation enroulement de phase proposé dans des simulations numériques. Nous avons détecté une masse moléculaire d'environ 10^8 masses solaires dans plusieurs coquilles d'une des galaxies de notre échantillon et nous rapportons les limites supérieures de masse dans les autres cas.