Résultats & Analyse

Avant Gaia

Ainsi comme vous avez pu le voir, nous avons travaillé sur deux grands relevés : RAVE et Gaia. Avant la DR2 de Gaia (25 Avril 2018), nous avons travaillé sur le catalogue RAVE, ce qui nous a permis de nous entrainer et de nous familiariser aux techniques de cartographies avec python.

Nous allons donc dans un premier temps détailler nos expériences réalisées avec une base de données constituée du RAVE Survey croisé avec le catalogue UCAC4 qui est un catalogue de mouvements propres d’étoiles et qui nous permet de corriger et d’améliorer la précision de RAVE sur ces dernières.

Les principales données que nous pouvons traiter sont : la position des étoiles (en coordonnées galactocentriques), leurs vitesses (3 composantes) et leur métallicité. D’autres données sont présentes comme le rapport signal sur bruit (SNR) ou encore les incertitudes de mesures.

Densité d'étoiles

Avant de nous lancer dans la création de cartes des vitesses et autres données, nous avons extrait le nombre et la position des étoiles scannées par RAVE afin de mieux cerner l’échantillon que nous offre ce catalogue, mais aussi de vérifier ce que nous pensions sur la répartition des étoiles au sein de la Voie Lactée, à savoir : un disque mince composé de la majorité des étoiles, un disque épais et le halo.

Carte (graphe) de la distribution du nombre d’étoiles dans la Voie Lactée en coordonnées galactocentriques scannées par RAVE.

Il y a plusieurs points à aborder sur cette carte :

Comme nous le pensions la majorité des étoiles se situent dans la région proche du Soleil (i.e. le disque mince), c'est-à-dire dans le plan galactique à 8 kpc du centre de la galaxie.
Cependant nous observons que le plan n’est pas entièrement rempli d’étoiles, sur les côtés notamment. Ceci est dû à la méthode de mesure de RAVE, qui observe la voute céleste depuis l’hémisphère Sud. Nous observons donc ce que nous appelons un « cône d’observation », avec une forte densité dans le voisinage proche de notre Soleil.
Ce que nous pensions sur la structure de la galaxie est donc vérifié par ce graphe : les hexagones de couleur violet représentent moins de 100 étoiles tandis que les jaunes en représentent plus de 8000. Il est donc clair que le disque mince est très peuplé par rapport au disque épais et au halo.

SNR

Pour analyser les données, nous utilisons le langage python. Celui-ci nous permet de créer une sélection sur nos données en fonction de critères que nous choisissons. Un critère très important lors de ces expériences est le rapport signal sur bruit (que l’on note SNR).

Histogramme du SNR de toutes les étoiles du catalogue RAVE.

Comparaison de deux cartes avec une sélection différente sur le SNR.

Nous avons donc effectué une série de graphes en changeant le SNR par palier de 10 et nous avons estimé que la valeur optimale (qui permet d’avoir le plus gros échantillon possible sans pour autant sacrifier la précision des données) est 30. Donc dorénavant, les graphes présentés ne contiendront que des étoiles avec un spectre ayant un SNR supérieur à 30 (sauf si précisé autrement).

Vitesse Radiale V_R

V_R représente la vitesse radiale de l’étoile par rapport au centre de la galaxie. Lorsque nous décidons de tracer cette composante, nous nous attendons à ce que dans l’ensemble, la vitesse radiale soit nulle car autrement nous devrions constater une perte de population et surtout, pas de structure stable de la galaxie (étoiles dont les mouvements seraient aléatoires et qui sortiraient de la Voie Lactée). Notre hypothèse est donc que les étoiles possèdent une vitesse radiale mais qui est très faible et qui ne se remarque pas dans l’ensemble.

Histogramme et carte de V_R (en km/s) des étoiles de la Voie Lactée en coordonnées galactocentriques.

A première vue, notre théorie se confirme : une allure gaussienne avec un pic de distribution très proche de zéro. Cependant, lorsque nous regardons la carte on remarque que les étoiles autour du plan de la galaxie (±1 kpc, Soleil y compris donc) ont une vitesse radiale nulle. A l’opposé, celles qui sont sur les parties basses et hautes de la galaxie possèdent des vitesses radiales de l’ordre de la dizaine de km/s.

Ceci est dû à notre méthode d'opérer et à nos données : nous utilisons la commande « hexbin » de python qui effectue des moyennes dans une grille dont nous réglons la taille des cases. Or, nous savons que le plan galactique est très peuplé tandis que le disque épais l'est (beaucoup) moins. Nous pouvons donc conjecturer que le nombre d'étoiles présentes loin du plan galactique n'est pas assez important pour obtenir une « bonne » moyenne (i.e. les moyennes affichées par hexbin possèdent des erreurs très grandes car l'erreur sur la moyenne est intrinsèquement liée au nombre d'étoiles composant l'échantillon :

$$ \Delta m = \frac{m}{\sqrt{N}} $$

De plus, une autre raison justifie l'apparition de ces valeurs : les trajectoires des étoiles habitant le disque épais ne sont en général pas des cercles mais des ellipses. Il apparait donc logique que certaines étoiles aient une vitesse radiale non nulle et changent donc la moyenne.

Vitesse de rotation V_φ

V_φ représente la vitesse à laquelle les étoiles orbitent autour du centre de la galaxie. Créer une carte de ces vitesses permettra d'en apprendre davantage sur le fonctionnement de la Voie Lactée. Les questions que nous nous posons sont les suivantes :

Existe-t-il des différences notables dans notre voisinage "proche" ?
Quelle est la vitesse moyenne de rotation des étoiles dans la Galaxie ?

Histogramme et carte de V_φ (en km/s).

Le graphe obtenu illustre une variation de vitesse en fonction de Z :

On remarque que les étoiles sur le disque (densité d'étoiles élevé) ont des vitesses de rotation d'environ 220 km/s (proche de la vitesse de rotation du soleil), par contre en s'éloignant du plan galactique, les étoiles ont des vitesses de plus en plus faibles voir négatives pour certaines étoiles du halo, cela s'explique par leur orbite excentrique.
On remarque que les vitesses de rotation varient faiblement en fonction de Z, et sont autour de 220 km/s.

Nous pouvons maintenant revenir sur l'histogramme, nous observons un pic situé vers 200 km/s. Attention toutefois, ceci n'est pas une fonction de type gaussienne : ce n'est pas symétrique et si nous y regardons de plus près nous pouvons remarquer que cet histogramme est composé de 3 parties distinctes.

La plus visible représente en fait les étoiles du disque mince qui ont des vitesses élevées. La seconde, décalée sur la gauche du pic principal, représente les étoiles du disque épais tandis que la troisième presque invisible (car très peu d'échantillons dans cette zone) représente les étoiles du halo qui possèdent une vitesse très faible comme nous le voyons avec la carte.

Vitesse verticale V_Z

Nous formulons l'hypothèse suivante : étant donné que le plan galactique contient beaucoup d'étoiles il est donc plus massif que le reste de la galaxie. Les étoiles en dehors du plan galactique sont-elles attirées par la force gravitationnelle de celui-ci ?

Histogramme avec fit gaussienne et carte de V_Z (en km/s).

Nous observons une fonction pas tout à fait gaussienne, et avec un maximum un peu supérieur à 0. Les vitesses sont de l’ordre de quelques dizaines de km/s maximum.

Pour la première fois, nous rencontrons un véritable obstacle. En effet, au premier regard le graphe ne correspond pas à ce que nous attendions et nous ne comprenons pas la distribution des vitesses. Nous essayons alors de vérifier notre hypothèse mais elle ne correspond pas.

Cependant nous nous rappelons que le nombre d'étoiles relevées par RAVE est très élevé dans le plan mais très faible en dehors. En effet, les étoiles oscillent autour du plan. Il y a donc, au moment de l'observation, aussi bien des étoiles qui montent que des étoiles qui descendent. Ainsi le nombre d'étoiles étant très important dans le disque mince (ou le plan), la moyenne de leurs vitesses est plus précise et proche de 0 tandis que dans le disque épais et le halo on observe une répartition beaucoup plus chaotique. Ceci est dû au fait que les hexagones dans cette région contiennent très peu d'étoiles (1 à 10 max), donc les moyennes des vitesses à l'intérieur de ces derniers sont beaucoup plus aléatoires.

Néanmoins cela ne répond pas au problème. Nous avons toujours plus d'étoiles avec une vitesse verticale positive que négatives.

Après plusieurs discussions avec notre tuteur, il décide de nous donner l’explication : si nous séparons la carte en 4 parties (en formant une croix centrée sur le soleil) et que nous décidons de "moyenner" grossièrement les données, nous pouvons observer un phénomène très particulier. Sur la gauche les étoiles vont vers le plan et forment une compression, et sur la droite les étoiles vont vers le bas. Ceci est une découverte récente des astronomes étudiant la Voie Lactée : il y a environ 10 milliards d'années notre galaxie a accrété une galaxie plus petite et ceci à crée une perturbation. Une très bonne image est le lancer d'une pierre dans un lac et la propagation de l'onde résultante.

Métallicité

Grâce à l’étude spectroscopique des étoiles de la Voie Lactée, nous possédons des informations concernant les abondances chimiques individuelles. Nous traçons un graphe de cette donnée dans le plan (R, Z) avec des couleurs faisant référence à leur métallicité en dex (échelle logarithmique). Une étoile avec une métallicité de 2 dex est donc 100 fois plus métallique que le Soleil. Notre but est de pouvoir ainsi classer les étoiles en catégories selon leur degré de métallicité et identifier les zones de la Galaxie en fonction de cette composante.

Histogramme cumulé et carte de la métallicité (en dex).

Nous distinguons alors grossièrement deux catégories d’étoiles en fonction de leur métallicité : des étoiles riches en métaux avec des métallicités proche de zéro et localisées entre -1,5 et 1,5 kpc sur Z (disque mince); Et des étoiles pauvres en métaux dans le disque épais et le halo. Notre Soleil est donc dans la norme pour une étoile du disque mince.

Ceci confirme notre hypothèse : la métallicité moyenne est plus élevée dans les endroits les plus denses en étoiles. En effet, avec des morts et des naissances d'étoiles beaucoup plus fréquentes, le milieu galactique est enrichie beaucoup plus rapidement.

Comparaison

Afin de mieux comprendre ce qui allait changer avec l’arrivée de la DR2 de Gaia, nous avons essayé de comparer les deux catalogues.

La première série de cartes ci-dessous représente toutes les étoiles que nous avons sélectionné pour RAVE et pour Gaia. Il est important de noter le nombre d’étoiles contenue par chaque catalogue : plus de 6,3 millions pour Gaia contre 0,37 millions pour RAVE avec notre sélection.

Fig. 1 et 2 : Densité d'étoiles scannées par RAVE (à gauche) et par Gaia (à droite).

Fig. 3 : Superposition des données de RAVE (en rouge) et de Gaia (en bleu).

Nous voyons clairement sur la figure 3 que le cône d’observation du satellite Gaia est beaucoup plus large que celui des étoiles observées par RAVE, surtout "à droite", c'est-à-dire aux bords de la Galaxie. En effet les point de couleur cyan situé dans le plan de la Voie Lactée représentent 10⁴ étoiles (voir figure 1) et les points jaunes en représentent 10³ (voir figure 2).

Bien entendu, le nombre d’étoiles observée n’est pas le seul apport de Gaia, comme nous l’avons vu précédemment ce sont aussi la qualité de ces données qui sont très améliorées !

A titre de comparaison encore, nous avons cartographié les vitesses VZ des étoiles avec les données de Gaia et ce avec le même code exactement que ce que nous avions fait pour RAVE.

Fig. 4 et 5 : Carte de V_Z selon RAVE (à gauche) et Gaia (à droite) avec les mêmes paramètres.

La différence est assez incroyable, cette fois nous avons une zone de vitesses nulles bien plus large que précédemment avec RAVE, cela confirme notre théorie de moyenne trop faible pour être juste sur RAVE. Nous distinguons d’ailleurs bien mieux le disque mince du disque épais.

Après Gaia

Gaia DR2 contient les parallaxes de plus d'1 300 000 000 d'étoiles. Plusieurs articles officiels sont sortis avec le nouvelle publication de données pour décrire les spécificités de ces dernières. C’est un de ces articles qui a inspiré le sujet de notre thématique : « Wrinkles in the Gaia data unveil a dynamically young and perturbed Milky Way disk » par Antoja et al. (cf Annexes).

Notre étude étant choisie nous avons, dans un premier temps, reproduit les cartes mises en évidences par cet article puis le but a été de pousser le raisonnement et de s'aventurer en terres inconnues.

Afin de reproduire les cartes étudiées par l’article il a donc d’abord fallu extraire du catalogue Gaia les mêmes données que les auteurs. Cela se fait en se rendant sur le site de l’ESA dédié à la mission Gaia et en y spécifiant notre sélection lors du téléchargement du catalogue.

L'article ne prend que les étoiles dont les vitesses radiales sont connues (7 millions), et dont l'erreur sur la parallaxe est inférieure à 20%. Ceci est fait car l'estimation des distances grâce aux parallaxes devient trop imprécise au-delà de ce seuil d'erreur (source). On se retrouve finalement avec un échantillon d'environ 6 370 000 étoiles, soit une réduction de 15% après la sélection l'erreur des parallaxes.

Visualisation 3D des étoiles observées par Gaia avec une erreur sur la parallaxe inférieure à 20%, coloriées en fonction de Z. Code

Ensuite nous refaisons une sélection sur ces données mais cette fois directement dans notre code python. Nous effectuons en premier lieu un découpage sur la zone que nous voulons traiter (à savoir 8.24 < R < 8.44 kpc, soit la zone où se trouve le Soleil) puis un filtre sur les vitesses pour enlever toutes possibles erreurs de calculs.

Lorsque ceci est fait il ne nous reste plus qu’à choisir les données que nous voulons cartographier, modifier notre code pour chaque carte puis l’exécuter.

Fig. 1.a) : Distribution dans l'espace des vitesses V_R - V_φ

Fig. 1.b) : Distribution dans l'espace des vitesses V_Z - V_φ

Ces graphes montrent la densité des étoiles en fonction des vitesses, ils sont réalisés à partir d’un échantillon d’étoiles localisé à 8.24 < R < 8.44 kpc. Grace à la précision des vitesses fourni par DR2 on peut aisément identifier les étoiles du courant d’Hercules (un grand groupe mobile d'étoiles qui s’éloigne du centre galactique) localisé à 190 < V_φ < 200 km/s.

Ces nouvelles données nous permettent de révéler pour la première d'autres arches dans la distribution dans le plan V_R - V_φ. La plupart de ces arches ont l'air d'avoir une energie cinétique constante dans le plan :

$$ E_c=\frac{1}{2}({V_R}^2+{V_\phi}^2) $$

D'autres nouvelles sous-structures sont aussi présentes dans l'espace V_φ - V_Z. On y discerne des arches, et on remarque une forme globale ne suivant pas une distribution Gaussienne.

Fig. 2 : Distribution des étoiles dans l'espace Z - V_Z

Fig. 3 : Distribution des étoiles dans l'espace position-vitesse verticale.
a) Colorié en fonction de V_R médian ; b) Colorié en fonction de V_φ médian.

Dans les figures 2, 3.a) et 3.b) nous observons une forme de spirale qui est en fait le reste du mélange des phases. D’après les modèles théoriques de galaxies (orbites des étoiles dans une galaxie axisymétrique et a l’équilibre), les étoiles dans les disques galactiques suivent des orbites quasi-circulaires avec néanmoins des oscillations verticales et radiales.

Dans le plan (Z, V_Z) un ensemble d’étoiles de différentes fréquences se dispersent dans l’espace des phases ce qui provoque cette forme de spirale. Théoriquement, le temps disperse et rend la distribution d’étoiles dans le plan (Z,Vz) uniforme. A la vue de notre carte de la Voie Lactée en espace de phase, notre galaxie n’en est pas encore à ce stade et nous prouve que le mélange des phases se produit maintenant. La Galaxie n’est donc pas à l’équilibre.

L’origine de ce mélange peut être expliqué par plusieurs hypothèses : la plus probable est l’influence d’un galaxie satellite. En effet, les galaxies satellites peuvent interagir gravitationnellement avec le disque galactique de la Voie Lactée et ainsi créer des vagues lorsque celles-ci croisent le plan galactique, ou du moins lorsqu’elles s’en rapprochent. En effet des études ont montré que le péricentre de la galaxie naine du Sagittaire influence grandement le disque stellaire (source).

Cependant d’autre processus auraient pu entrer en jeu comme par exemple la formation de la barre centrale et les bras spiraux de la Voie Lactée.

Aller plus loin

Nous avons rempli avec succès le premier objectif que nous nous étions fixés. Maintenant nous devons aller plus que l’article qui nous a inspiré notre thématique.

Nous nous proposons de partir sur deux pistes différentes : la première est de réaliser une « frise » de cartes (Z, V_Z) afin de suivre l’évolution de la densité d’étoiles en fonction de R. La seconde est de prouver qu’il y a bien une spirale dans les cartes que nous venons de tracer et que ce n’est pas seulement notre cerveau qui interprète à sa façon les couleurs présentées à l’écran.

La frise

Pour faire cette frise nous créons des cartes avec les mêmes paramètres en découpant dans notre sélection la zone sur R par segments de 200 pc qui nous intéresse. L’épaisseur de ce dernier en Z est fixée entre -1 et 1 kpc. Nous obtenons ainsi plusieurs cartes qui nous montrent l’évolution de cet aspect de notre galaxie :

Frise montrant l'évolution de la distribution d'étoiles dans le plan Z - V_Z par segments de 200 pc dans le disque mince.

Preuve de la spirale

Pour cette dernière piste nous avons dessiné une courbe représentant la densité d’étoiles moyenne sur le même segment que sur la figure 3.b) entre -1 et 1 kpc sur l’axe Z. Voici ce que nous obtenons :

V_φ en fonction de Z moyenné par segments de 100 pc.

Cette courbe est très cohérente avec ce que nous pensions : croissante jusqu’à Z = 0 (la zone la plus peuplée de notre échantillon) puis décroissante; mais le plus intéressant sont les pics de surdensité qui indiquent normalement le passage de la spirale.

Corrélation entre la courbe de densité et la carte (fig 2.c).

Grâce à ces cartes nous sommes maintenant sûr de ce que nous voyons. Il y a bien une spirale dans cet espace des phases car les piques de surdensités correspondent aux zones où passe la spirale.

1 2 3 4 5 6 »