Milky Way disk formation
Formation du disque de la Voie Lactée
Résumé
This thesis work has focused on the Galactic disk kinematics to put some constraints on the scenarios of the thin and thick disk formation. It takes part of the RAVE project which has the goal to spectrocpically measure the radial velocities and the stellar parameters of one million stars in the South celestial hemisphere. To determine the kinematical characteristic of the disk, two methods have been used, the direct inversion of the stellar counts in function of distance and velocity and the kinematical modelling of the galactic disk. For the inversion, the photometric distance of stars have been determined from the apparent magnitude in doing an appropriate colour selection. The proper motions have been after transformed in velocity. The direct inversion method has permitted to obtain a kinematical decomposition of the galactic disk which presents a clear separation between the thin and the thick disk. Nevertheless, this method shows some bias. The kinematical model combines the counts in magnitude obtained from the 2MASS catalogue with the measures of proper motions of UCAC2 catalogue and of radial velocities of RAVE. This model is a self-consistent model which joins the stellar density with the velocity dispersions via the gravitational potential. The kinematical decomposition of the disk obtained from the model shows clearly three components : a first component (thin disk) with vertical velocity dispersion between 10 and 25 km.s−1, second one (thick disk) with dispersions of [30 − 45] km.s−1 and third one (metal weak thick disk or halo) with dispersion of 65 km.s−1. The two methods give a kinematical decomposition which shows the same kinematical separation between the thin and thick disks. In consequence, the scenarios which offer the possibility of an initial thin disk which would had been " heated " by molecular clouds or spiral arms are ruled out by these results. Other mechanisms of the formation of the thick disk like progressive accretion of stars coming from satellite galaxies or the heating or the creation of stars during the encounter of an important satellite galaxy and our Galaxy remain possible.
Cette thèse étudie la cinématique du disque de la galaxie en vue de contraindre les modèles de sa formation. Elle se place dans le cadre du projet RAVE qui a pour but de faire des mesures spectroscopiques de vitesses radiales et de paramètres stellaires d'un million d'étoiles de l'hémisphère céleste Sud. Pour déterminer les caractéristiques cinématiques du disque, deux méthodes ont été utilisées l'inversion directe des comptages d'étoiles en fonction de la distance et de la vitesse et la modélisation cinématique du disque de la galaxie. Pour l'inversion, la distance photométrique des étoiles a été déterminée à partir de leur magnitude apparente, en faisant une sélection en couleur judicieuse. Les mouvements propres ont ensuite été transformés en vitesse. La méthode d'inversion directe a permis d'obtenir une décomposition cinématique du disque qui présente une nette séparation entre le disque mince et le disque épais. Cependant, cette méthode présente un certain nombre de biais. Le modèle cinématique combine les comptages en magnitude obtenus à partir du catalogue 2MASS avec les mesures de mouvements propres du catalogue UCAC2 et de vitesses radiales de RAVE. Ce modèle est un modèle auto-cohérent qui relie la densité d'étoiles aux dispersions de vitesse via le potentiel gravitationnel. La décomposition cinématique du disque galactique obtenu grâce au modèle montre clairement trois composantes : une première composante (disque mince) avec des dispersions de vitesses verticales compris entre 10 et 25 km.s−1, une deuxième (disque épais) avec des dispersions de [30−45] km.s−1 et une troisième (disque épais sousmétallique ou halo) avec une dispersion de 65 km.s−1. Les deux méthodes donnent une décomposition cinématique qui montre la même séparation cinématique entre les disques mince et épais. En conséquence, les scénarios qui envisagent la possibilité d'un disque mince initial qui aurait été « chauffé »par des nuages moléculaires ou par les bras spiraux sont exclus par ces résultats. D'autres mécanismes de formation du disque épais comme l'accrétion progressive d'étoiles venant de galaxies satellites ou le chauffage voire la création d'étoiles au moment de la rencontre entre une galaxie satellite importante et notre galaxie restent possibles.
Domaines
Astrophysique [astro-ph]
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