Physique galactique

Champ de vitesses et lois de densité dans le voisinage du soleil

L’élaboration d’un modèle du champ de vitesses d’étoiles très jeunes (O et B) doit prendre en compte la perturbation due à la ceinture de Gould. Le modèle classique de rotation galactique se complique par la présence d’un mouvement d’expansion perpendiculaire à la direction l (longitude galactique) = 50deg. - 230deg.. Les résultats d’Hipparcos (parallaxes et mouvements propres) ont permis de redéterminer les constantes d’Oort (Torra et al 1997). Par ailleurs l’étude des irrégularités du champ de vitesses dues à la présence de la structure spirale et de la ceinture de Gould est en cours (en collaboration avec l’Université de Barcelone et l’ESO). En particulier, les mouvements propres d’Hipparcos confirment la signature cinématique de formation violente des associations OB dans la Superbulle du Cygne et dans Canis Majoris OB1 (Comerón et al 1997).

Les étoiles de type B5-F5 caractérisent la population du disque jusqu’à 2-3 109 ans environ. A partir des données du satellite Hipparcos (parallaxes et mouvements propres) et des vitesses radiales mesurées au sol, des groupes dits d’Eggen ont été recherchés. A l’aide d’une méthode d’analyse de données paramétrique (algorithme SEMMUL), des membres des super-amas des Pléiades, Sirius et Hyades ont été identifiés. Ces résultats confirment l’existence de plusieurs "turnoffs" dans Sirius et les Hyades (Thèse de V. Sabas 1997). Par ailleurs, l’étude de la fonction de masse initiale pour des masses comprises entre 1.2 et 4 Mo montre une pente de cette fonction différente de celles classiques de Salpeter et Scalo, mais rejoint les valeurs trouvées plus récemment par d’autres auteurs dans d’autres domaines de masse dans notre Galaxie et dans les Nuages de Magellan. Ces résultats tendraient à une valeur universelle (voisine de 1) de la pente de la fonction de masse initiale (Thèse de V. Sabas 1997).

La densité de masse du disque au voisinage du soleil peut être estimée à l’aide d’un échantillon d’étoiles ayant acquis un état d’équilibre dynamique. Les étoiles de type F sont bien indiquées pour ce faire. Une méthode par maximum de vraisemblance a été développée afin de déterminer la vraie échelle de hauteur caractérisant la loi de densité de l’échantillon (cette valeur rentre dans la détermination de la densité de masse du disque). A l’aide des données d’Hipparcos (parallaxes et mouvements propres) et de vitesses radiales mesurées avec Coravel, la densité de masse obtenue est de 0.11-0.12 Mo/pc3. Cette valeur est à comparer avec la valeur de 0.10 Mo/pc3 observée et montre qu’il y a peu ou pas de masse manquante dans le disque au voisinage du soleil, mettant fin à une longue controverse (Thèse de H.A. Pham 1997).

La vitesse d’évasion de la Galaxie est estimée à l’aide des étoiles à grande vitesse observées par Hipparcos . Plus de 70% de ces étoiles ont une vitesse radiale mesurée avec Coravel. A l’aide d’une méthode statistique, une limite inférieure de la vitesse d’évasion d’environ 500 km/sec a été obtenue. L’échantillon sera complété par des étoiles à grande vitesse de magnitude plus faibles et la méthode statistique améliorée par l’utilisation d’une fonction de distribution des étoiles à grande vitesse plus réaliste (Thèse de L. Meillon).

Populations stellaires dans le voisinage solaire

L’étude de différentes populations stellaires au voisinage du soleil a été entreprise soit à partir de l’analyse statistique d’échantillons d’étoiles, soit par simulation des échantillons à l’aide d’un modèle de synthèse de populations.

La modélisation de l’évolution galactique doit prendre en compte les différentes populations stellaires de manière autocohérente : les lois de densité, les lois de vitesses et leur variation en fonction du temps doivent vérifier les équations de Poisson et de Boltzmann-Liouville couplées. Le modèle de synthèse de populations de Besançon qui tenait déjà compte de l’autocohérence dynamique a été amélioré afin d’étudier les populations stellaires en fonction du temps. Le code est actuellement adapté à l’utilisation des données précises d’Hipparcos , en incluant en particulier les tracés évolutifs les plus récents à différentes métallicités, la présence d’étoiles doubles (nombreuses dans le catalogue Hipparcos ) et la calibration de la magnitude Hipparcos et les couleurs Tycho. Ce code amélioré constitue un outil puissant d’interprétation des données photométriques, spectroscopiques et astrométriques en termes d’évolution galactique. En particulier, pour étudier le taux de formation et la fonction de masse initiale et pour caractériser les différentes populations (Haywood et al. 1995a et 1995b).

La cinématique des étoiles du disque "mince" a été analysée à partir des données du survey Hipparcos . La variation de l’ellipsoïde de vitesses en fonction du temps montre qu’il n’y a pas eu d’évolution dynamique du disque entre 4 et 10 milliards d’années. Par ailleurs, le temps du mélange du disque est bien supérieur à une rotation galactique (Gómez et al 1997).

L’analyse des étoiles proches (à < 25 pc) observées par Hipparcos met en évidence une surévaluation des étoiles moyennement déficientes (étoiles du disque "épais") et l’absence d’étoiles super métalliques dans les études réalisées jusqu’à présent sans les données d’Hipparcos (Haywood et al 1997).

Les étoiles A à grande vitesse constituent un défi pour la théorie de l’évolution stellaire : elles montrent des caractéristiques d’étoiles de population I d’après les paramètres atmosphériques (Teff, logg, composition chimique) et de population plus vieille d’après leur comportement cinématique. A partir d’un échantillon d’étoiles chaudes à grande vitesse observées par Hipparcos et Tycho, l’interprétation de leur origine est en cours (Thèse de F. Royer).

L’étude de la fonction de luminosité en séparant, pour la première fois, les étoiles de la séquence principale de celle des géantes et en tenant compte de la présence de systèmes binaires est en cours dans le cadre de la thèse de J. Palasi.

Finalement, notre équipe est impliquée dans l’étude des populations stellaires à partir de l’analyse du survey X Rosat dans le plan galactique (Guillout et al 1996). Ce travail est fait en collaboration avec les Observatoires de Besançon et Strasbourg et l’Institut Max Planck (Garching).