PROPRIETES DES PREMIERES ETOILES ET
GALAXIES. CONTRAINTES SUR LES MODELES DE
FORMATION DES GALAXIES

Comparaison avec l’ajustement d’autres types de modèles Les ajustements par les spectres synthétiques Starburst99 ont été comparés à d’autres résultats publiés dans Egami et al. (2005), utilisant des modèles simulés par le code de synthèse de populations stellaires GALAXEV (Bruzual & Charlot, 2003). Les différents types de formation stellaire utilisés sont paramétrés par une loi de décroissance exponentielle du SFR : SF R(t) = SF R0 e −t/τ (3.8) o`u t représente l’âge et τ le temps caractéristique de la formation stellaire dans ce modèle. Il s’agit donc d’une loi intermédiaire entre les deux hypothèses de Starburst99. En effet : • Si τ → 0, ce modèle tend vers un sursaut instantané de formation stellaire, qui est en fait uniquement théorique. • Si τ → ∞, le modèle tendra vers un taux de formation stellaire constant. Une telle relation introduit donc un paramètre supplémentaire τ dans les ajustements, en complément de l’âge. Cependant, les résultats sont souvent proches entre les deux types de modèles : ceci est dˆu au fait que l’on peut trouver une valeur d’âge avec un SFR constant qui donnera une DSE similaire à un modèle en décroissance exponentielle donné. Les autres paramètres utilisés pour les ajustements avec GALAXEV sont le redshift, l’extinction AV (entre 0 et 1) et la métallicité (couvrant des valeurs de 0.4 à 1.0 × Z⊙). Les contraintes obtenues par ces ajustements sont très proches de ceux obtenus en utilisant Starburst99 : – La valeur de décalage spectral se situe de manière consistante autour de 6.60- 6.65, sans inclure de raie d’émission Lyman-α. – Une limite inférieure plausible sur l’âge est obtenue à Tmin ≃ 50 − 60 × 106 ans pour un modèle avec τ ∼ 10 × 106 ans. L’incertitude est très large pour la valeur supérieure, qui peut atteindre 700 × 106 ans pour un modèle avec  Z τ = 109 ans. Les meilleurs ajustements pour différents paramètres τ sont présentés en Fig. 3.10, à gauche. – Dans chaque cas, l’ajustement obtenu est tel que T > ∼ τ , ce qui indique la nécessité d’une population stellaire évoluée pour expliquer la photométrie IRAC – Les autres paramètres de métallicité et de rougissement sont moins bien contraints à cause des effets de dégénérescence. En fixant l’histoire de la formation stellaire par la valeur de τ , on peut observer cet effet sur les différents modèles ajustés (Figure 3.10, à droite). 

Comparaison avec les ajustements de Schaerer & Pello

Une étude beaucoup plus complète de cette galaxie a été réalisée ultérieurement par Schaerer & Pell´o (2005) (noté par la suite SP05), en utilisant une gamme beaucoup plus large de modèles et de paramètres, au moyen d’une version adaptée du logiciel de redshift photométrique HyperZ (Bolzonella et al., 2000). Les principales différences de cette étude concernent : – Les erreurs photométriques : SP05 étudient les effets d’une erreur de calibration photométrique dans le calcul des couleurs, en fixant une erreur minimale en magnitude de 0.15 dans chaque bande. Des variations de cet ordre peuvent en effet ˆetre constatées dans les mesures de flux de deux images multiples, la région réellement explorée dans le plan source étant différente sur chaque image. – Une paramétrisation supplémentaire de la forˆet de Lyman : plusieurs variations sont autorisées aux paramètres τα et τβ définis aux équations 3.3 et 3.4, par apport aux prescriptions de Madau (1995). Celles-ci correspondent au tiers, à la moitié, au double et au triple des valeurs habituelles. – Des variations sur la paramétrisation de l’extinction : en complément de la loi de Calzetti et al. (2000), plusieurs autres relations pour le calcul de l’extinction sont testées (Seaton, 1979; Prevot et al., 1984; Bouchet et al., 1985). – Un nombre plus important de spectres de référence. On peut distinguer plusieurs séries : (A) Des spectres de galaxies à sursauts de formation d’étoiles, provenant des atlas de Calzetti et al. (1994); Kinney et al. (1996), des spectres de quasars (Zheng et al., 1997), ainsi que de la galaxie SBS0335-052 à faible métallicité (Izotov & Thuan, 1998). (B) Les modèles synthétiques de Bruzual & Charlot (1993), et les spectres empiriques de Coleman et al. (1980). (C) Des modèles théoriques de galaxies à sursauts de formation stellaire, de Schaerer (2003). Ceux-ci couvrent un vaste domaine de métallicités, depuis Z=0 (galaxie Pop III) à Z=Z⊙. Les résultats de l’ajustement de la photométrie par SP05 montrent une compatibilité pour ce qui concerne le meilleur décalage spectral, en utilisant une photométrie proche de celle publiée dans Egami et al. (2005). Un second test a été effectué en combinant une photométrie moyenne des images a et b de l’objet pour la partie visible et proche infrarouge, en conservant la photométrie IRAC pour l’image b. Dans ce cas, la distribution en probabilité P(z) du redshift photométrique montre un domaine de décalages spectraux plus étendu (de 6.0 à 6.8 pour P(z) ≥ 50%, Figure 3.11), mais toujours compatible avec les résultats précédents. Concernant les valeurs de métallicité, de l’âge et du rougissement, SP05 montrent clairement les dégénérescences entre ces trois paramètres. Les valeurs obtenues indiquent une limite supérieure en âge de quelques centaines de millions d’années, et une extinction relativement faible ou négligeable, ce qui est en accord avec nos propres résultats. Cependant, il s’avère d’après cette étude que des populations stellaires très jeunes (T < 107 ans), en combinaison avec des raies d’émission très intenses, permettent d’expliquer la cassure significative à 4000 ˚A au repos sans faire intervenir de populations plus âgées. C’est le cas notamment de la galaxie SBS0335-052, qui apporte le meilleur ajustement aux mesures Spitzer dans la catégorie de spectres A (Figure 3.11, à droite). Il n’est donc pas impossible d’ˆetre en présence d’un objet très jeune, mˆeme si cette galaxie SBS0335-052 reste encore actuellement un cas très particulier. Pour confirmer ou écarter une telle hypothèse, il suffirait d’avoir une information indépendante sur le flux dans les raies d’émission au-delà de 4000 ˚A au repos, par de la spectroscopie moyen-infrarouge, ce qui n’est manifestement pas envisageable compte tenu de la performance des instruments actuels.

 Propriétés physiques de cette source 

En utilisant une mesure de l’amplification calculée par le modèle de masse de l’amas Abell 2218, les deux images les plus brillantes de cette galaxie (a et b) sont intrinsèquement un facteur (25 ×) plus faible que leur flux réellement observé, soit des magnitudes Z’AB ∼ 28.5 ±0.1 et HAB ∼ 28.0 ±0.1. Mˆeme si le décalage spectral de cette source n’est pas connu avec précision par l’absence de raie Lyman-α dans le spectre, on peut raisonnablement considérer un intervalle 6.6 < z < 6.8, et les paramètres physiques déduits de l’ajustement du spectre dépendront très faiblement de la valeur exacte de z. L’identification d’une cassure significative dans le spectre entre les bandes H et 3.6 µm, dont on peut vraisemblablement interpréter l’origine par la discontinuité de Balmer dans le spectre au repos, suggère la présence d’une population stellaire assez évoluée à un décalage spectral o`u l’Univers n’était âgé que de ∼ 750 × 106 années. En prenant en compte l’ensemble des modèles ajustant la DSE de cet objet, les contraintes sur l’âge se trouvent dans le domaine 50 − 450 × 106 ans, avec un décalage spectral autour de z ∼ 8 pour la formation de la galaxie. L’extinction est assez faible, avec Av < ∼ 0.2, et le taux de formation stellaire est   de l’ordre de 0.1 à 5 M⊙/an. De telles valeurs peuvent expliquer l’absence d’identification de la raie Lyman-α dans le spectre, par opposition à d’autres galaxies à un décalage spectral voisin (comme celle de Hu et al. (2002a)), qui ont un taux de SFR et une extinction plus élevés. La masse stellaire, elle, est assez bien contrainte par tous les modèles. On trouve une valeur voisine de 0.5 à 1 ×109 M⊙. Cet objet est donc un ordre de grandeur en-dessous de la masse typique des LBGs à z ∼ 3 − 4 (Papovich et al., 2001). Si on utilise le taux de formation stellaire spécifique, utilisé par Brinchmann et al. (2004) pour mesurer l’activité de formation stellaire rapporté à la masse stellaire M∗ d’un objet, et défini comme b = SFR/M∗, la valeur obtenue b > 10−9 par année est assez grande et montre une activité de formation stellaire aussi importante que celle des LBGs. Par la forme allongée des images a et b de la galaxie et en tenant compte de l’étirement non isotrope de l’amplification (au travers du facteur γ), l’objet observé avec une taille de 3.6” × (< 0.15”) possède une surface minimale dans le plan source de 0.6 kpc2 . Deux composantes ponctuelles d’émission sont visibles sur les images a et b, ce qui montre l’intérˆet de l’amplification pour l’étude des galaxies distantes sur des échelles inférieures au kiloparsec. A z ∼ 7, la surface dans le plan source des images utilisées pour laquelle on a une amplification assez importante est de l’ordre de grandeur d’une minute d’arc carrée . Si la détection de cette source n’est pas le fruit du hasard, la présence d’une densité d’objets de l’ordre de 1arcmin−2 avec une telle luminosité intrinsèque apporterait un flux d’ionisation très intense. Ce type d’objets pourrait alors contribuer de manière significative à la réionisation du milieu intergalactique.