Academic literature on the topic 'Populations stellaires'

Context. Atomic diffusion and mixing processes in stellar interiors influence the structure and the surface composition of stars. Some of these processes cannot yet be modelled from the first principles, and they require calibrations. This limits their applicability in stellar models used for studies of stellar populations and Galactic evolution. Aims. Our main goal is to put constraints on the stellar structure and evolution models using new refined measurements of the chemical composition in stars of a Galactic open cluster. Methods. We used medium-resolution, 19 200 ≤ R ≤ 21 500, optical spectra of stars in the open cluster NGC 2420 obtained within the Gaia-ESO survey. The sample covers all evolutionary stages from the main sequence to the red giant branch. Stellar parameters were derived using a combined Bayesian analysis of spectra, 2MASS photometry, and astrometric data from Gaia DR2. The abundances of Mg, Ca, Fe, and Li were determined from non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) synthetic spectra, which were computed using one-dimensional (1D) and averaged three-dimensional (3D) model atmospheres. We compare our results with a grid of Code d’Evolution Stellaire Adaptatif et Modulaire (CESTAM) stellar evolution models, which include atomic diffusion, turbulent, and rotational mixing. Results. We find prominent evolutionary trends in the abundances of Fe, Ca, Mg, and Li with the mass of the stars in the cluster. Furthermore, Fe, Mg, and Ca show a depletion at the cluster turn-off, but the abundances gradually increase and flatten near the base of the red giant branch. The abundance trend for Li displays a signature of rotational mixing on the main sequence and abrupt depletion on the sub-giant branch, which is caused by advection of Li-poor material to the surface. The analysis of abundances combined with the CESTAM model predictions allows us to place limits on the parameter space of the models and to constrain the zone in the stellar interior, where turbulent mixing takes place.

Nous developpons un programme de comptages d'etoiles sur plaques de schmidt dans certaines directions privilegiees de la galaxie dans le but d'etudier les populations stellaires et l'evolution galactique. Nous presentons les resultats de nouveaux surveys complets de mouvements propres et de photometrie multicouleurs (ubv) dans les directions du centre, de l'anticentre et de l'antirotation de la galaxie a moyenne latitude. Nous detaillons les ameliorations apportees aux techniques de reduction photographique. Ces ameliorations autorisent la combinaison et le recouvrement de cliches photographiques pris avec differents instruments. Nous atteignons ainsi une precision de 0. 2 seconde d'arc par siecle sur les mouvements propres. Apres avoir estime la distance d'une partie des etoiles de l'echantillon, nous en deduisons certaines caracteristiques cinematiques du disque mince, du disque epais et du halo de notre galaxie. Nous utilisons le modele de synthese des populations stellaires de besancon pour interpreter les donnees. Nous presentons un certain nombre de nouveaux resultats sur la structure galactique et les populations stellaires. Ces observations astrometriques et photometriques ameliorent notre connaissance du disque epais de la galaxie

Le passé des galaxies est inscrit dans leurs populations stellaires. Les galaxies les plus nombreuses sont les naines elliptiques (dEs), survivantes de la construction hiérarchique des structures. Par conséquent, l’évolution de l’Univers peut être lue dans les populations de ces galaxies. Dans cette thèse, je présente et je valide une méthode efficace et précise pour étudier l’histoire de la formation stellaire et de l’enrichissement en métaux des systèmes stellaires en se servant de spectres intégrés le long de la ligne de visée. La méthode a été testée de manière extensive avec des spectres de 40 amas globulaires Galactiques et elle a été appliquée à un échantillon de 16 galaxies elliptiques naines d’amas et de groupes et à NGC 205. La comparaison entre les mesures des spectres intégrés et celles obtenues au moyen de diagrammes couleur-magnitude et de spectroscopie d’étoiles résolues montrent que: (1) Les mesures de métallicité faites sur des spectres intégrés ont une précision de 0.15 dex; (2) Les modèles spectroscopiques doivent être améliorés afin de prendre en compte les branches horizontales bleues et les vagabonds bleus, mais nous avons résolu ce problème en ajoutant des étoiles bleues ad hoc ; (3) Les différents modèles de spectres de population sont tr`es comparables du moment qu’ils utilisent des grandes bibliothèques stellaires. Encouragée, et rassurée, par les bons résultats j’ai étudié les populations de galaxies observées avec FORS au VLT. Les résultats les plus marquant sont: (1) Les premières étoiles des galaxies naines se sont formées dans l’Univers précoce (elles sont contemporaines des vieilles étoiles des amas globulaires) et la formation des galaxies naines est compatible avec le scenario de down-sizing pour la formation des galaxies. 40% de la masse stellaire des dEs s’est formée avant z=1; (2) les galaxies naines présentent généralement un gradient décroissant de la métallicité du centre vers l’extérieur. La métallicité décroit typiquement de 0.5 dex dans un rayon effectif. Ces gradients existent déjà dans la population vieille. Les simulations numériques les prédisent mais requièrent un temps plus long pour les établir, et les nouvelles observations vont permettre d’améliorer les modèles. L’étude de NGC 205, galaxie du Groupe Local de masse comparable, indique les mêmes caractéristiques, qui donc ne dépendent pas de l’environnement
The past of the galaxies is imprinted in their stellar populations. The most numerous galaxies in the Universe are the dwarf ellipticals (dEs), left-over of the hierarchical mass-assembly. Consequently, the evolution of the Universe can be read from the stellar populations of the dwarf elliptical galaxies. In this thesis I present and validate an accurate and efficient method to study the age and metallicity evolution in stellar systems using spectra integrated along the line-ofsight. It was extensively tested and validated on a library of 40 Galactic globular clusters and applied to a sample of 16 dwarf elliptical galaxies in cluster and group environments and to NGC 205. The comparison between the integrated light measurement and CMD estimates of the clusters age and metallicity shows that : (1) The metallicity estimations of the old stellar populations are accurate up to 0.15 dex ; (2) the models have to be improved to account for the blue-horizontal branchs and the blue stragglers stars, but this problem can be presently solved by adding ad’hoc blue stars to the models ; (3) the different synthesis models give similar results providing large libraries are used for the synthesis. Further, encouraged by the good results, I applied the full spectrum fitting to dwarf elliptical galaxies observed with FORS at the VLT. The most striking results are : (1) The small galaxies start to form stars in the early Universe (at similar ages like the ages of Galactic globular clusters) and their star formation history is in agreement with the down-sizing scenario of galaxy evolution. 40% of the stellar mass of dEs was formed before z=1 ; (2) The dwarf ellipticals have in general decreasing metallicity from the centre by typically 0.5 dex in one halflight radius. These gradients are already present in the old population. The numerical simulations predict them, but need a longer time to construct them. The new observations will allow to improve the models. The study of NGC 205, galaxy of the Local Group of a similar mass, indicate similar characteristics, suggesting that they do not depend on the environment

A l'instar de la sismologie terrestre, l'astérosismologie est l'étude des tremblements d'étoiles. Ces vibrations internes sont observées via les variations de luminosité (ou de vitesse) qui se manifestent à leurs surfaces. A partir de ces séries temporelles, on calcule les spectres de puissance qui contiennent une véritable mine d'informations. En particulier, pour les pulsateurs de types solaires, nous pouvons observer le signal de la granulation ainsi que les modes propres d'oscillations stellaires qui sont tous deux une conséquence directe de la convection dans l'enveloppe de l'étoile. L'astérosismologie permet de sonder l'intérieur des étoiles comme une échographie. Par ailleurs, avec les grands relevés de photométrie spatiale CoRoT et Kepler, un nouveau champ d'application pour la sismologie est apparu. En effet, il est possible de caractériser au premier ordre les spectres d'oscillations des pulsateurs de types solaires à partir de quelques indices que nous appellerons indices sismiques. Ces derniers permettent via des relations simples d'estimer les paramètres fondamentaux de ces étoiles. Cela fait de l'astérosismologie un outil très puissant pour l'étude des populations stellaires.Dans la perspective du développement de la base de données Stellar Seismic Indices (SSI - Ouverture de la base SSI prévue pour l'été 2016. Lien vers la base: http://ssi.lesia.obspm.fr/), l'objet de ma thèse a été de développer une méthode automatique capable d'extraire simultanément les indices sismiques et les paramètres caractérisant la granulation des pulsateurs de types solaires. Cette méthode, appelée MLEUP, a été pour l'instant optimisée pour les géantes rouges car CoRoT et Kepler ont observé plusieurs dizaines de milliers de géantes rouges contre quelques centaines de pulsateurs de type solaire de séquence principale. Le MLEUP présente un avantage majeur par rapport à la plupart des méthodes existantes : il utilise le patron universel d'oscillations (UP) des géantes rouges comme modèle d'ajustement du spectre d'oscillations, ce qui permet d'analyser le spectre non lissé, donc non dégradé, et d'ajuster simultanément la composante de granulation et celle des oscillations par l'estimation du maximum de vraisemblance (MLE). Le MLEUP a dans un premier temps été testé par des simulations Monte Carlo afin de quantifier ses performances. Ces dernières se sont révélées très bonnes, avec de faibles biais et dispersions. Dans un second temps, nous avons appliqué le MLEUP à plus de 36.500 étoiles observées par CoRoT et Kepler, parmi lesquelles nous obtenons les indices sismiques et les paramètres de la granulation pour plus de 13.500 étoiles. Ces résultats ont d'ores et déjà été utilisés dans plusieurs travaux et leur utilisation devrait s'intensifier rapidement
Like terrestrial seismology, asteroseismology is the study of star quakes. These internal vibrations are detected by observing the luminosity (or velocity) variations at the stellar surfaces. From these time series, one computes power spectra which contain a wealth of information. In particular, for solar-like pulsators, we are able to observe the signal of granulation as well as the eigenmodes of stellar oscillations, both of which are a direct consequence of the convection in the star's envelope. Asteroseismology allows us to probe the interior of stars much like an ultrasound. Furthermore, with the large spatial photometric surveys CoRoT and Kepler, a new scope for seismology appeared. Indeed, it is possible to characterise to first order the oscillation spectra of solar-like pulsators with few indices or parameters, called seismic indices. Using simple relations, they allow us to estimate fundamental parameters of these stars. Asteroseismology is by consequence a very powerful tool for the study of stellar populations.In the perspective of the development of the Stellar Seismic Indices (SSI - The opening of the SSI database is planned for the summer of 2016, see http://ssi.lesia.obspm.fr/).) database, the purpose of my thesis was to develop an automatic method able to extract simultaneously the seismic indices and the parameters characterizing the granulation signature of solar-like pulsators. This method, called MLEUP, was optimized for red giants because for the few hundred main-sequence solar-like pulsators observed by CoRoT and Kepler, several tens of thousands of red giants have been observed by these same missions. MLEUP has a major advantage over most existing methods: it relies on the use red-giant stellar oscillation universal pattern (UP) to fit the oscillation spectra. This allows us to analyse the unsmoothed spectrum and fit simultaneously both granulation and oscillations with the maximum likelihood estimate (MLE).As a first step, MLEUP was tested on Monte Carlo simulations in order to quantify its performances. These simulations have revealed that MLEUP achieves very good performances, with low biases and dispersions. As a second step, we applied MLEUP to more than 36,500 stars observed by CoRoT and Kepler, thereby yielding seismic indices and granulation parameters for more than 13,500 stars. Those results have already been used in several works and are expected to be used in many more

Presentation des resultats et difficultes rencontres en abordant les problemes d'evolution des galaxies et plus precisement de la galaxie. Un exemple d'application sur les etoiles naines f montre qu'elles ne subissent aucune anomalie d'abondances en elements lourds par la physique particuliere de leurs atmospheres. La spectrometrie a basse resolution ( equiv. A 2a) est abordee. Une application a la structure galactique et a la photometrie rgu de bale est presentee. Le spectrometre multifentes essefem qui repond au besoin de spectrographie statistique est presente et discut

Dans le cadre de ma thèse, j'ai effectué l'analyse spectrale d'un échantillon massif de spectres stellaires dans le contexte du programme exoplanète de la mission CoRoT. J'ai tiré avantage des instruments Flames/GIRAFFE pour observer près de 2000 étoiles dans le but de comprendre les populations stellaires dans les champs CoRoT. Dans ce but, j'ai implémenté, calibré, testé, et appliqué une chaîne de traitement et de réduction fiable et efficace afin de réduire et d'analyser automatiquement (en utilisant l'algorithme de paramétrisation MATISSE, Gazzano et al. 2010) un large échantillon de spectres stellaires. J'ai déterminé la vitesse barycentrique radiale, une estimation de la vitesse de rotation projetée sur la ligne de visée, la température effective, la gravité de surface, de la métallicité global et l'enrichissement des éléments par rapport au fer pour 1 227 étoiles dans trois des champs CoRoT. Ainsi, j'ai construit un des premiers échantillons affranchis de biais de sélection pour toute étude concernant la relation planète métallicité dans les champs CoRoT et démontré que le nombre des étoiles naines a été généralement sous-estimé par la classification photométrique (Exo-Dat, Deleuil et al. 2009). J'ai appliqué la relation reliant le nombre de planètes détectées à la métallicité de l'étoile hôte (Udry & Santos 2007), parfaitement en accord avec le nombre actuel de détection planétaire dans les champs CoRoT correspondant (Gazzano et al. 2010). En utilisant les paramètres atmosphériques MATISSE, nous avons déterminé les distances et nous les avons combinées avec des informations cinématiques (les mouvements propres du catalogue PPMXL - Roeser et al. (2010), et l'astrométrie). Nous avons dérivé les composantes de cinématique Galactique : position et vitesse. Cela m'a permis d'étudier les populations stellaires dans les champs CoRoT /exoplanète et de quantifier le gradient de métallicité dans la Galaxie (Gazzano et al. En préparation). J'ai par ailleurs montré que les étoiles à planètes détectées dans les champs considérés pour ma thèse sont exclusivement des étoiles de disque mince. J'ai également participé au suivi des candidats planète CoRoT à l'aide de spectroscopie à haute résolution. J'ai effectué l'analyse spectrale, avec le logiciel VWA (Bruntt et al. 2010b,a), des étoiles hôtes pour la mission spatiale CoRoT. Ces études ont conduit à la détermination des paramètres fondamentaux de l'étoile, qui est une étape indispensable pour la caractérisation complète de la planète
During my Ph.D., I performed the spectral analysis of a massive sample of stellar spectra in the context of the CoRoT /Exoplanet mission. We took advantage of the Flames/GIRAFFE multi-fibre instrument to observe almost 2 000 stars with the aim of understanding the stellar populations in the CoRoT fields. To these purposes, I implemented, calibrated, tested and applied an automatic pipeline to reduce and analyse automatically (using the parameterization algorithm MATISSE, Gazzano et al. 2010) a large sample of stellar spectra. I derived the barycentric radial velocity, an estimate of the rotational velocity projected on the line of sight, the effective temperature, the surface gravity, the overall metallicity and the -enhancement for 1227 stars in three of the CoRoT fields. Hence, I built one of the first unbiased samples for any study regarding planet metallicity relationship in the CoRoT fields and demonstrated that the amount of dwarf stars was generally underestimated by the photometric classification (in Exo-Dat, Deleuil et al. 2009). I applied the relationship linking the number of planets as a function of the metallicity of the host star (Udry & Santos 2007), totally in agreement with the current number of planetary detection in the corresponding CoRoT fields (Gazzano et al. 2010). Using MATISSE atmospheric parameters, we determined distances and combining them with kinematics information (proper motions from PPMXL catalogue - Roeser et al. (2010) and astrometry), we derived Galactic kinematics components : position, velocities and orbits. This allowed me to study the stellar populations in the CoRoT /Exoplanet fields and quantify the metallicity gradient in the Galaxy (Gazzano et al. in preparation). I also participated to the spectroscopic follow-up observations of CoRoT planetary candidates with high resolution spectroscopy, to the spectroscopic analysis, with the VWA software (Bruntt et al. 2010b,a), of planet hosting stars for the CoRoT space mission and to their characterisation and publication. Indeed, the determination of the fundamental parameters of the star is a mandatory step for the complete characterisation of the planet

On construit un modele detaille de notre galaxie base sur la comprehension de la structure galactique suivant differents points de vue: cinematique, dynamique, evolution stellaire et evolution galactique. Pour cela on utilise un parametre cle: l'age des etoiles. La distribution theorique des ages des etoiles dans le voisinage solaire decoule d'un modele d'evolution stellaire et galactique. Les equations de boltzmann et de poisson contraignent par l'intermediaire du potentiel les lois de densite des etoiles du disque galactique. On produit ainsi une distribution des etoiles dans toute la galaxie en fonction de leurs parametres intrinseques: magnitude absolue, temperature effective, age, metallicite, qu'on peut aisement transformer en observables telles que magnitude apparente, couleurs, type spectral, mouvements propres et vitesses radiales en tenant compte de l'absorption interstellaire et des gradients de metallicite et de vitesse. Les contraintes proviennent soit des donnees du voisinage solaire, soit des denombrements d'etoiles a grandes distances. Le modele a produit un certain nombre de nouveaux resultats sur la structure galactique et les populations stellaires. Le plus important concerne la determination par une methode originale et autocoherente de la densite de masse au voisinage du soleil. Celle-ci est compatible avec la densite de masse observee ce qui refute l'hypothese d'existence d'une quantite significative de masse cachee dans le disque. D'autres resultats ont ete obtenus, tels que la determination de la densite locale d'etoiles du halo, l'existence de la population intermediaire, la calibration des magnitudes absolues et de l'age des geantes rouges, l'echelle de longueur du disque galactique et la fonction de luminosite et l'age des naines blanches. Le modele produit des predictions de distributions d'etoiles dans toute la galaxie, sauf le centre, en fonction des parametres observa

La population stellaire des galaxies hôtes de noyau actif semble entretenir une relation étroite avec le degré d'activité du noyau. Ces galaxies étant trop éloignées pour qu'il soit possible de les résoudre en étoiles individuelles, il faut faire appel à une méthode de synthèse de population pour déterminer quels types d'étoiles les composent. La comparaison de ces populations stellaires avec celles de galaxies non-actives de même type morphologique nous permettra d'en savoir plus sur l'interaction entre la population stellaire et le noyau actif. Dans cette thèse, nous avons développé une nouvelle méthode de synthèse de population stellaire utilisant le flux reçu de la galaxie comme quantité observable à ajuster et tenant compte des continus non stellaires qui diluent le spectre galactique. Nous avons appliqué cette méthode à la galaxie MCG-6-30-15, de type Seyfert 1. Le domaine de longueur d'onde choisi, dans le proche infrarouge, est particulièrement bien adapté pour l'étude de la région interne des galaxies de Seyfert 1 car, contrairement au domaine visible, il est presque totalement dépourvu de raies d'émission provenant du noyau actif. Cependant, il est difficile de constituer une bibliothèque de spectres stellaires complète dans ce domaine de longueur d'onde, en raison d'un déficit d'observations. Or, cette bibliothèque est un constituant essentiel pour la synthèse de population stellaire. Il pourrait être possible de la compléter avec des spectres théoriques, générés à l'aide de modèles d'atmosphères stellaires, mais en comparant ces spectres à des observations dans le proche infrarouge, nous avons constaté un manque de fiabilité des raies d'absorption calculées
The stellar population of the galaxies hosting an active nuclei seems to have a strong relationship with the activity level of the nucleus. As these galaxies are too far to be resolved in individual stars, we have to use a population synthesis method to be able to determine which kind of stars we can find inside. The comparison between these stellar populations and those of the non-active galaxies of the same morphological type will bring us a better knowledge on the relationship between the stellar population and the active nucleus. In this thesis, we have developed a new method for the stellar population synthesis using the flux received from the galaxy as observable quantity to fit and taking into account the non stellar diluting continua that contaminate the galactic spectrum. We have applied this method to the Seyfert 1 galaxy MCG-6-30-15. The wavelength range chosen, in the near infrared, is particularly well adapted for the stud'y of the internal region of the Seyfert 1 galaxies because, on the contrary of the visible range, there are almost none of the emission lines coming from the active nucleus. However, it is difficult to build a complete stellar spectra library in the near infrared, because of a lack of observations. Now, this library is an essential ingredient for the stellar population synthesis. It should be possible to complete it with theoretical spectra, computed thanks to stellar atmospheres models, but comparing these spectra to observed ones in the near infrared shows the lack of reliability of the computed absorption lines