ANALYSE DES DONNES GAIA EN UTILISANT LA MODELISATION GALACTIQUE

GAIA DATA ANALYSIS USING GALAXY MODELING

• Auteur / Autrice : Jose Fernandez trincado`
• Direction : Annie Robin
• Type : Projet de thèse
• Discipline(s) : Astrophysique
• Date : Inscription en doctorat le ; Soutenance le 29/03/2017
• Etablissement(s) : Bourgogne Franche-Comté
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Carnot-Pasteur
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Univers, Temps-fréquence, Interfaces, Nanostructures, Atmosphère et environnement, Molécules
• Partenaire(s) de recherche : établissement de préparation : Université de Franche-Comté (1971-....)
• Jury : Président / Présidente : Françoise Combes
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Benoit Famaey, Caroline Soubiran, Francesca Figueras-sinol, Jean-Marc Petit, Annie Robin, Céline Reyle
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Benoit Famaey, Caroline Soubiran

Mots clés

Mots clés libres

Gaia

Milky way

Galactic dynamic

Gaia

Milky way

Galactique dynamique

Résumé

Le modèle de la galaxie de Besançon (Bienaymé et al. 1987 ; Robin et al. 2003) est depuis longtemps un modèle dynamique semi-empirique et auto-consistant, construit pour reproduire différentes populations stellaires de la Voie Lactée ; et générer plusieurs types de populations stellaires synthétiques. Dans ce sens, l'originalité du modèle est basée sur l'obtention de solutions numériques auto-cohérentes de l'équation de Poisson et du premier moment de l'équation de Boltzmann, pour contraindre la masse du disque galactique (Bienaymé et al. 1987 ; Robin et al. 2003) ; Un ensemble de lois de densité sont générées dans le processus d'auto-cohérence qui sont directement transposées en termes de prédictions générales du nombre d'étoiles, utilisées pour contraindre les modèles de populations stellaires. Ainsi, le schéma traditionnel de la dynamique d'autoconsistance introduit pour la première fois par Bienaymé et al. (1987) a été maintenu dans les versions précédentes du BGM, et le potentiel galactique est dérivé de structures axisymétriques, représentées par : (i) Un disque galactique, dont chaque composante suit la loi de densité ellipsoïdale d'Einasto (Einasto 1979) et dont les excentricités sont contraintes par l'équation de Boltzmann ; (ii) Un bulbe central est modélisé par une masse ponctuelle, dont la masse est déterminée par la courbe de rotation interne entre 1 kpc et Ro = 8. 5 kpc (voir Bienaymé et al. 1987 ; Robin et al. 2003) ; (iii) un disque de matière interstellaire avec une loi de densité doublement exponentielle (voir Bienaymé et al. 1987) ; (iv) un halo sombre, dont le rayon du noyau et la densité centrale sont contraints par la courbe de rotation. L'objectif du présent travail est d'utiliser les simulations de particules de test pour ajuster une distribution cinématique plus réaliste de la barre avec le potentiel mis à jour.

The Besançon Galaxy Model (Bienaymé et al. 1987; Robin et al. 2003) has been for long time a semi- empirical and self-consistent dynamical model, built to reproduce different stellar populations of the Milky Way; And generate several types of synthetic stellar populations. In this sense, the originality of the model is based on get self-consistent numerical solutions of the Poisson equation and the first moment of the Boltzmann equation, to constraints the mass of the Galactic disk (Bienaymé et al. 1987; Robin et al. 2003); A set of density laws are generated in the process of self-consistency that are directly trans- lated in terms of general star count predictions, used to constrain stellar populations models. Thus the traditional scheme of self-consistency dynamics introduced by first time by Bienaymé et al. (1987) has been maintained in previous versions of the BGM, and the Galactic potential is derived from axisymmetric structures, represented by: (i) An Galactic disk, with each component follow Einasto ellipsoidal density law (Einasto 1979) whose eccentricities are constrained by the Boltzmann equation; (ii) A central bulge is modeled by a point mass, whose mass is deter- mined by the inner rotation curve between 1 kpc and Ro = 8.5 kpc (see, Bienaymé et al. 1987; Robin et al. 2003); (iii) A disk of interstellar matter with a double-exponential density law (see, Bienaymé et al. 1987); (iv) A dark halo, whose core radius and central density are constrained by the rotation curve. The goal of the present work is use the test particle simulations to fit a more realistic kinematics distribution of the bar with the updated potential.