L'évolution précoce et tardive de notre Galaxie à travers la lentille des amas globulaires

The early and late evolution of our Galaxy through the lens of globular clusters

• Auteur / Autrice : Giulia Pagnini
• Direction : Paola Di matteo
• Type : Projet de thèse
• Discipline(s) : Astronomie et Astrophysique
• Date : Inscription en doctorat le 01/10/2021; Soutenance le 25/09/2024
• Etablissement(s) : Université Paris sciences et lettres
• Ecole(s) doctorale(s) : Astronomie et Astrophysique d'Ile de France
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : GEPI- Galaxies, Etoiles, Physique, Instrumentation
• Partenaire(s) de recherche : établissement opérateur d'inscription : Observatoire de Paris

Mots clés

Mots clés libres

Méthodes : analyse de données

Dynamique galactique

Voie lactée : populations stellaires

Simulations N-corps

Evolution galactique

Methods : data analysis

Galaxy : Stellar populations

N-body simulations

Galaxy evolution

Galactic dynamics

Résumé

Notre galaxie, la Voie lactée, est un ensemble de centaines de milliards d'étoiles, de gaz et de poussières liés par la gravité. La plupart de ces éléments visibles sont répartis dans un disque qui s'étend sur des distances d'au moins 20 kiloparsecs à partir du centre galactique. Le disque est entouré d'un halo stellaire diffus, de forme aplatie, qui ne contient que quelques pourcents de la masse stellaire totale de la Galaxie. Un bulbe stellaire en forme de cacahuète se trouve au centre de la galaxie et domine la masse et la distribution de la lumière dans le kiloparsec intérieur. Toutes ces composantes sont constituées d'étoiles qui ont des propriétés différentes, en termes d'âge, d'abondance chimique et de cinématique, suggérant ainsi différents scénarios pour leur formation. Reconstruire comment toutes ces composantes stellaires se sont formées et assemblées au fil du temps, en étudiant les propriétés des étoiles qui les composent, est le but de l'archéologie galactique. Au cours de ces dernières années, ce domaine de recherche a connu une succession de nouvelles découvertes fascinantes, grâce au lancement de la mission astrométrique Gaia de l'ESA, en 2013, et à la livraison de ses catalogues (https://sci.esa.int/web/gaia). Cette mission ne fournit pas seulement une connaissance sans précédent de notre Galaxie, en termes de positions et de mouvements de ses étoiles, mais elle stimule également le développement de nombreux relevés spectroscopiques (le relevé APOGEE en cours avec le SDSS, et les relevés WEAVE@WHT et MOONS@VLT, bientôt opérationnels, pour n'en citer que quelques-uns) qui sont destinés à compléter Gaia en fournissant des abondances chimiques et des vitesses radiales pour plusieurs millions d'étoiles, chacune. Des résultats vraiment spectaculaires sont déjà en train d'apparaître : des restes fossiles de la formation du disque galactique encodés dans les étoiles ultra-pauvres en métaux ([1,2,3]) aux traces des événements d'accrétion les plus massifs vécus par notre Galaxie ([4,5,6]) ; de la caractérisation complète de la structure et du mouvement 3D des étoiles dans la barre et le bulbe ([7, 8]), et de la structure en spirale ([9]) aux empreintes chemo-cinématiques que ces composants asymétriques laissent dans le disque de la Voie lactée depuis des milliards d'années ([10, 11, 12]). Nous sommes, pour la première fois, en mesure de fouiller dans les couches du passé lointain et récent de notre Galaxie, mettant en lumière la chronologie des événements qui ont contribué à faire de la Voie lactée la galaxie que nous observons aujourd'hui. Ayant survécu pendant des milliards d'années à tous ces événements et changements, les amas globulaires (ci-après AG) observés aujourd'hui dans la Galaxie témoignent de tout ce passé. Ce sont de très vieux systèmes stellaires à symétrie sphérique - certains aussi vieux que la Galaxie elle-même - composés de centaines de milliers d'étoiles, liées entre elles par leur gravité mutuelle. On en connaît environ 150 dans la Galaxie ([13]), répartis aujourd'hui principalement dans le halo, mais aussi dans le disque et le bulbe, et considérés comme les restes d'une population initiale beaucoup plus nombreuse. Les AG ne se sont pas nécessairement tous formés dans la Galaxie elle-même. Une fraction d'entre eux peut en effet s'être formée dans des galaxies satellites accrétées par la Voie lactée au fil du temps, et pourrait donc constituer la contrepartie des événements d'accrétion découverts par l'analyse des propriétés des étoiles de champ. Ces dernières années, plusieurs tentatives ont été faites pour contraindre la nature des amas (accrétés ou in-situ, c-a-d formés dans la Voie lactée elle-même), et pour reconstruire à partir de leur nature les propriétés (masse, nombre) des événements d'accrétion vécus par la Voie lactée au cours du temps ([14], [15], [16], [17]). Cependant, dans tous les espaces analysés jusqu'à présent (principalement les espaces cinématiques et d'abondance chimique), on peut s'attendre à un chevauchement important entre les populations accrétées et in situ, comme on l'a constaté pour les étoiles de champ ([18], [19], [20]), ce qui conduit à des solutions dégénérées, et peut-être à une reconstruction incorrecte de l'histoire de l'accrétion de notre Galaxie. Avec ce projet, nous voulons faire un pas en avant dans la reconstruction des premières phases de l'assemblage de la masse dans notre Galaxie par l'étude de la population des AG galactiques, en couplant leurs positions dans la Galaxie, leurs propriétés cinématiques et d'abondance chimique à leurs paramètres internes (tailles caractéristiques et masses stellaires). Pour ce faire : 1) nous analyserons un ensemble de simulations N-corps à haute résolution, sans gaz ni formation stellaire, déjà disponibles dans notre groupe ([18]), et 2) nous effectuerons de nouvelles simulations où nous couplerons l'évolution dynamique des amas accrétés et in situ dans des galaxies de type Voie lactée à leur évolution interne ([21], [22]). Comme les paramètres des AG tels que leurs rayons caractéristiques et leurs masses stellaires totales résultent de l'équilibre entre les processus internes (dus à l'amas lui-même) et externes (dus au champ de marée galactique), ils doivent contenir des informations fondamentales sur l'environnement dans lequel ces amas ont évolué. Nous apprendrons donc, grâce à des simulations, comment coupler les propriétés à grande échelle des AG (leurs positions et mouvements dans la Galaxie) à leurs propriétés à petite échelle (rayons caractéristiques et masses stellaires) pour contraindre la nature accrétée ou in situ du système d'AG de notre Galaxie. Une fois la phase intense d'accrétion terminée, une galaxie à disque comme la Voie lactée entre dans l'ère dite de 'l'évolution séculaire' ([23]). Cette deuxième grande époque d'évolution commence avec la formation de la barre stellaire, qui, dans une galaxie comme la Voie lactée, a probablement eu lieu il y a environ 9 milliards d'années ([24], [25], [26]). L'émergence de la barre est fondamentale pour remodeler la Galaxie dans ses régions internes, en stimulant la formation du bulbe en forme de cachaouète. Nous étudierons la dynamique des AG à travers l'ère de l'évolution séculaire, un champ de recherche encore inexploré, principalement parce que la majorité de la population des amas se trouve actuellement dans le halo, où les effets de la barre sont négligeables. Cependant, il y a une fraction significative d'amas (au moins un tiers du total) qui est actuellement dans les 10 kpc intérieurs de la Voie lactée, et qui est en effet généralement associée aux populations d'étoiles de disque et de bulbe de la Galaxie ([27], [28]). Ces amas peuvent être les restes d'une population beaucoup plus nombreuse, qui a été détruite au fil du temps en raison de l'intense champ de marée présent dans les régions galactiques internes. Le fait qu'au moins une fraction de ces AG internes puisse être associée à la barre galactique a été discuté dans certains travaux ([29]). Depuis, peu de progrès ont été réalisés dans la description et la caractérisation de la population interne des amas, en raison des difficultés pour dériver leurs mouvements dans l'espace, et les abondances chimiques, en particulier pour les amas des régions les plus internes et les plus denses (à l'intérieur de 4-5 kpc). Cependant, cette situation est en train d'évoluer rapidement, grâce aux positions des AG et aux mouvements propres fournis par Gaia ([30]), et aux catalogues de vitesses radiales disponibles pour la plupart des amas ([31]). En particulier, l'arrivée de MOONS@VLT dans le ciel (prévue pour 2024) va révolutionner ce domaine, car MOONS devrait fournir des abondances chimiques et des vitesses radiales pour des dizaines, voire des centaines d'étoiles dans tous les amas des régions internes de la Voie lactée ([32]). Pour interpréter l'ensemble des données déjà disponibles pour les AG dans les régions internes de la Galaxie et pour préparer l'exploitation scientifique des observations en temps garanti (GTO) de MOONS, nous proposons d'analyser un ensemble de simulations à haute résolution et à N-corps disponibles dans notre groupe, qui modélisent une large gamme de phénomènes que les AG dans les régions internes de la Voie lactée peuvent subir : du piégeage de leurs orbites dans la barre et bulbe à cacahuète, à une forte perte de masse ; des passages proches et des échanges de masse entre AG ([33]) aux fusions complètes de certains d'entre eux ([33], [34]). Nous utiliserons cet ensemble de simulations pour interpréter les données actuelles (principalement les données Gaia, complétées par les relevés spectroscopiques déjà disponibles) et également pour fournir des prévisions basées sur des modèles qui seront fondamentales pour construire le relevé des 'Inner Milky Way Globular Clusters' (dont le porteur de ce projet est responsable) prévu dans le cadre du 'The reddened Milky Way survey' (PI : O. Gonzalez, Edinburgh) de MOONS, et pour préparer son exploitation scientifique. Ce projet s'appuie sur des expertises complémentaires, à la frontière passionnante entre la dynamique galactique et l'étude des populations stellaires galactiques, d'une part, et la dynamique et l'évolution des AG, d'autre part. Le porteur du projet possède une longue expérience dans ces domaines. L'équipe de collaborateurs impliqués dans ce projet garantira à l'étudiant l'acquisition d'un large et solide éventail de connaissances (voir fichier joint).

Our Galaxy, the Milky Way, is a collection of hundreds of billions stars, gas and dust bound together by gravity. Most of these visible components are distributed in a disc which extends over distances of at least 20 kiloparsecs from the Galactic centre. The disc is surrounded by a diffuse stellar, oblate-shaped halo, which contains only few percent of the total stellar mass of the Galaxy. A peanut-shaped stellar bulge sits at the centre of the Galaxy and dominates the mass, and light distribution, in the inner kiloparsecs. All these components are made of stars which have, on average, different properties, in term of ages, chemical abundances, and kinematics, thus suggesting different scenarios for their formation. Reconstructing how all these stellar components formed and assembled over time, by studying the properties of the stars which make it, is the aim of Galactic archeology. In these last years, this field of research has seen a succession of fascinating new discoveries, thanks to the launch of the ESA Gaia astrometric mission, in 2013, and the delivery of its catalogues. This mission is not only providing an unprecedented knowledge of our Galaxy, in terms of positions and motions of its stars, but it is also stimulating the development of many spectroscopic surveys (the ongoing APOGEE survey with SDSS, and the soon operational WEAVE@WHT and MOONS@VLT surveys, to cite only a few) which are intended to complement Gaia by providing chemical abundances and radial velocities for several hundreds of thousands of stars, each. Truly spectacular results are already emerging: from the fossil record of the disc formation encoded in ultra-metal poor stars ([1,2,3]) to the traces of the most massive accretion events experienced by our Galaxy ([4,5,6]); from the full characterization of the structure and 3D motion of stars in the bar and bulge ([7, 8]), and of the Galactic spiral structure ([9]) to the chemo-kinematic imprints these asymmetric components have been leaving in the disc of the Milky Way for billions of years ([10, 11, 12]). We are, for the first time, in the position to delve into the layers of the far and recent past of our galaxy, bringing to light the timeline of events which helped make the Milky Way the galaxy that we observe today. Having survived billions of years to all these events and changes, globular clusters (hereafter GCs) observed today in the Galaxy bear witness of this entire past. They are very old, spherically symmetric stellar systems - some as old as the Galaxy itself - made up of millions of stars, bound together by their mutual gravity. There are about 150 of them known in the Galaxy ([13]), distributed today mainly in the halo, but also in the disc and bulge, which are considered to be the remnants of a much more numerous initial population. They did not necessarily all formed in the Galaxy itself. A fraction of them can indeed have been formed in satellite galaxies accreted by the Milky Way over time, and could thus constitute the counterpart of the accretion events discovered by analysing the properties of field stars. In the recent years, there have been several attempts to constrain the nature of clusters (accreted or formed in the Milky Way itself), and to reconstruct from this the properties (mass, numbers) of the accretions events experienced by the Milky Way through time ([14],[15],[16],[17]). However, in all spaces analyzed so far (mainly kinematic and chemical-abundance spaces), some significant overlap between accreted and in-situ populations can be expected, as found for field stars ([18], [19], [20]), leading to degenerate solutions, and possibly an incorrect reconstruction of the accretion history of our Galaxy. With this project, we want to make a step forward in the reconstruction of the early phases of Galactic mass assembly through the study of the Galactic GC population, by coupling the positions in the Galaxy, kinematics and chemical abundance properties of Galactic GCs to their internal parameters (core and half-light radii, as well as stellar masses). We will do this by analyzing a set of dissipation-less high-resolution N-body simulations already available in our group ([18]), and by running new simulations where we will couple the dynamical evolution of the accreted and in-situ clusters in Milky-Way type galaxies to their internal evolution ([21], [22]). Because GC parameters such as their characteristic radii and total stellar masses result from the balance between internal (due to cluster itself) and external (due to the galactic tidal field) processes, they must contain fundamental information about the environment these clusters have evolved in. We will thus learn from simulations how to couple the large-scale properties of GCs (their positions and motions in the Galaxy) to the their small-scale properties (characteristic radii and stellar masses) to shed light on the accreted or in-situ nature of the the Galactic GC system. Once the intense phase of accretion is over, a disc galaxy like the Milky Way enters the so-called “secular evolution” era ([23]). This second big epoch of evolution starts with the formation of the stellar bar, which in a galaxy like the Milky Way possibly took place some 9 Gyrs ago ([24], [25], [26]). The emergence of the bar is fundamental for reshaping the Galaxy in its inner regions, by stimulating the formation of the peanut-shaped bulge. We will study GCs dynamics across the era of secular evolution, still an unexplored landscape, mostly because the majority of the cluster population is currently in the halo, where the effects of the bar are negligible. However, there is a significant fraction of clusters (at least one third of the total) currently found in the inner 10 kpc of the Milky Way, and which is indeed usually associated to the disc and bulge stellar populations of the Galaxy ([27], [28]). These clusters may be the remnant of a much more numerous population, which was destroyed over time because of the intense tidal field present in the inner Galactic regions. That at least a fraction of these inner GCs may be associated to the Galactic bar has been discussed in some early works ([29]). Since then, not many progresses have been done in trying to describe and characterise the inner population of clusters, because of the intrinsic difficulties in deriving full-space motions, and chemical abundances, especially for the the clusters in the innermost and densest regions (inside 4-5 kpc). However, the situation is rapidly changing, thanks to the GCs positions and proper motions delivered by Gaia ([30]), and radial velocity catalogues available for most of the clusters ([31]). In particular, the arrival of MOONS@VLT on the sky (planned for 2024) will revolutionize this field, because MOONS is expected to provide chemical abundances and radial velocities for tens to hundreds of stars in all clusters of the inner Milky Way ([32]). To interpret the set of data already available for the Galactic GCs in the inner Galaxy and prepare the scientific exploitation of MOONS Guaranteed-Time-Observations (GTO) we propose to analyse a set of high-resolution, N-body simulations available in our group, which model a wide range of phenomena which inner Milky Way GCs may experience : from the trapping of their orbits in the bar and boxy-peanut bulge, to strong mass loss; from fly-bys and mass-exchanges between GCs ([33]) to the complete mergers of some of them ([33], [34]). We will use this set of simulations to interpret current data (mostly Gaia data, complemented by spectroscopic surveys already available) and also to provide model-based predictions that will be fundamental to build the “Inner Milky Way Globular Clusters survey” (which the proponent of this project leads) planned as part of the MOONS GTO 'The reddened Milky Way survey' (PI : O. Gonzalez, Edinburgh), and to prepare its scientific exploitation. This project builds on complementary expertises, at the exciting frontier between Galactic dynamics and Galactic stellar populations studies, on the one side, and GCs dynamics and evolution, on the other side. The proponent of the project has a long-term experience in these fields. The team of collaborators involved in this project will guarantee the student to acquire a broad and robust range of knowledge (see attached file).