Modélisation de la Voie Lactée à l'epoque de Gaia – MOD4Gaia

L'originalité de notre approche consiste à aborder toutes ces questions en utilisant des méthodologies numériques différentes et complémentaires: méthodes de particules-test, reconstruction d'orbites, évolution chimique, simulations N-corps. À partir de méthodes de particules tests, où le mouvement des particules est intégré dans un potentiel type Voie lactée, nous nous attendons à obtenir des informations sur le niveau de complexité du Galaxie. Peut-elle être décrite aujourd'hui «simplement» comme une Galaxie à disque qui a évoluée de façon séculaire dans les derniers 8-9 Gyr sous l'effet d'asymétries stellaires et de ses principales résonances? Ou plutôt, la comparaison avec les données disponibles indique-t-elle une complexité que ces modèles ne peuvent pas reproduire? La reconstruction des orbites d'environ 10M d'étoiles permettra de comprendre l'origine de la complexité, en quantifiant le niveau de discontinuité dans les propriétés orbitales des différentes populations stellaires galactiques. Les modèles d'évolution chimique renforceront notre compréhension, en fournissant: des relations âge-chimie-cinématique, l'histoire de la formation stellaire de la Galaxie, et la masse des différentes populations stellaires. Tous ces ingrédients serviront de base à la mise au point de nouvelles simulations N-corps qui implanteront pleinement les processus dissipatifs et l'évolution chimique détaillée. Avec eux, nous visons à reconstituer les chemins évolutifs possibles pour la Voie Lactée dans les derniers 8 à 9 Gyr en décrivant les liens chemo-dynamiques entre le disque interne, la barre et le bulbe, et en explorant des scénarios pour l'histoire de l'accrétion de Galaxie. Chacune de ces méthodologies, séparément, permet de reconstituer certaines parties du puzzle des processus chemo-dynamiques qui ont formé la Voie Lactée. Ensemble, ils devraient nous permettre de reconstruire l’histoire robuste et cohérente de son évolution.

Dans Pouliasis et al 2017 (A&A), nous avons développé deux nouveaux modèles de masse pour la Galaxie, qui incluent la contribution d'un disque mince stellaire et d'un disque épais, aussi massif que le disque mince, mais avec une échelle de longueur plus courte. Nous avons intégré numériquement dans ces nouveaux modèles le mouvement de tous les amas globulaires galactiques pour lesquelles distances, mouvements propres et vitesses radiales sont disponibles, les orbites d'environ mille étoiles dans le voisinage solaire, et plus récemment (grâce au travail d'A. De La Llave) les orbites de toutes les étoiles du catalogue TGAS qui ont des vitesses radiales dans APOGEE et RAVE. Nous avons travaillé sur les populations stellaires du bulbe galactique. En particulier, nous explorons le scénario proposé dans Di Matteo et al 2014, 2015 (voir Di Matteo 2016 pour un article de revue) selon lequel le bulbe de la VL est simplement le résultat de la projection des disques galactiques minces et épais dans les régions intérieures, à travers l'intermédiaire de la barre. Dans Fragkoudi et al (A & A soumis), nous montrons en particulier que, dans le bulbe, les étoiles du disque épais peuvent paraître tourner plus rapidement que les étoiles de disque mince: un résultat inattendu! Mais facilement compréhensible en termes de redistribution du moment angulaire dans les régions internes. Parce que le bulbe est principalement une barre boîte/cacahuète, il devrait être constitué essentiellement d'étoiles de disque et donc aussi d'étoiles avec des âges significativement plus petits que 10 Gyr. Dans Haywood et al 2016 (A&A), nous montrons que la présence d'une population uniformément ancienne se traduirait par une propagation importante de la couleur au turn-off, ce qui n'est pas observé. La corrélation entre l'âge et la métallicité attendue pour le disque interne impliquerait plutôt un diagramme couleur-magnitude avec une dispersion en couleur remarquablement petite, comme observé.

La première étape pour comprendre la Galaxie consiste à «résumer» ses principales caractéristiques dans des modèles dynamiques, c'est-à-dire dans des modèles à l'équilibre qui sont contraints par notre connaissance actuelle des distributions et des masses des populations stellaires de la VL, par sa courbe de rotation, etc. Ces modèles n'ont pas pour objectif de décrire l’enchainement des processus physiques qui ont conduit la Galaxie dans son état actuel. Au contraire, ils représentent des «instantanés« de la Galaxie aujourd'hui, et sont destinés à décrire certaines de leurs principales caractéristiques actuelles. Pour chacun de ces modèles, nous analyserons les caractéristiques de la répartition spatiale des étoiles de disque et les champs de vitesse. Cela constituera une première étape pour comprendre dans quelle mesure la Galaxie peut être décrite par une suite continue de populations stellaires, et/ou combien de tels modèles ne permettent pas de décrire la complexité observée. En reconstruisant les orbites des étoiles TGAS et de la future DR2 de Gaia, nous étudierons les caractéristiques et les liens entre les populations stellaires galactiques pour un nombre d'étoiles sans précédent, en reconstruisant la corrélation, le cas échéant, entre leurs propriétés orbitales et chimiques. En outre, les âges fournis par Gaia nous donneront accès à la mesure d'un SFH détaillé de la VL, y compris à des époques précoces, grâce à la méthodologie déjà utilisée dans Snaith et al. 2014, 2015. Des données très riches sur les échelles de quelques kpc nous permettront également d’explorer l'évolution chimique de notre Galaxie et de compléter la mesure de son SFH à des distances beaucoup plus grandes. Enfin, des simulations N-corps permettront d'explorer le lien évolutif entre ses populations stellaires et le processus responsable de la phase de « quenching » (arrêt de la formation des étoiles) (Haywood et al 2016 ; Khoperskov et al, en préparation).

Articles à comité de lecture :
1.Jean-Baptiste, Di Matteo, Haywood et al, 2017, A&A in press ; arxiv.org/abs/1611.07193
2.Pouliasis, Di Matteo, Haywood 2017, A&A, 598, 66
3.Haywood, Di Matteo et al, 2016, A&A, 593, 82
4.Di Matteo, P. 2016, PASA, 33, 27 (invited review)
5. Fragkoudi et al, A&A soumis

Selection de contributions orales à des conférences :
1.“On the kinematic detection of accreted streams in the Gaia era: a cautionary tale”, P. Di Matteo, oral contribution to “The Milky Way and its environment” Paris, France, September 2016.
2. “Phylogeny of the inner disk and bulge stellar populations”, M. Haywood, oral contribution to “The Milky Way and its environment”, Paris, France, September 2016.
3. “Bars and b/p bulges in thin and thick discs”, F. Fragkoudi, oral contribution to EWASS 2016 SS6, Athens, Greece
4. “Mapping thin and thick discs into bars and b/p bulges”, F. Fragkoudi, contribution to “The Milky Way and its environment”, Paris, France, September 2016.
5. “Thin and thick discs in bars and boxy/peanut bulges” F. Fragkoudi, oral contribution to t ““Beyond the Solar Neighbourhood: Entering into the Gaia Era”, January 2017, Sesto, Italy.
6. “Star formation quenching in barred galaxies”, S. Khoperskov, oral contribution to ““Beyond the Solar Neighbourhood: Entering into the Gaia Era”, January 2017, Sesto, Italy.
7. Haywood, M.,”Phylogeny of the inner disk and bulge of the Milky Way”,  Janvier 2017, Sesto, Beyond the solar neighborhood: entering into the Gaia Era. , 23-27 January, 2017 in Sesto, Italy. 
8. Haywood, M.,”The thick disk in the HR and LR (disk, halo) WEAVE surveys”, Week of Weave, 28 Nov- 2 Dec, 2016 Leyden
9. Haywood, M.,  “Phylogeny of the inner disk and bulge stellar populations”, The Milky Way and its environment«, 19-23 septembre, IAP, 2016 Paris

La recherche galactique rentre dans une époque passionnante. Notre connaissance des populations stellaires, confinée jusqu’à il y a quelques années à des étoiles du voisinage solaire, s’étend rapidement à de vastes régions du disque et bulbe de notre Galaxie. Les grands relevés spectroscopiques acquièrent une quantité de données sans précédent, avec vitesses radiales et composition chimique de centaines de milliers d’étoiles, des régions internes à la périphérie du disque. Cette cartographie unique acquerra tout son potentiel avec la publication des données de Gaia, mission astrométrique européenne, qui fournira les positions et mouvements propres pour 1 milliard d'objets, et des vitesses radiales pour environ un dixième d'entre eux. Sans attendre le catalogue final, avec la deuxième version du catalogue (début de 2017), la solution astrométrique pour la plupart des objets sera rendu publique, avec les vitesses radiales pour une dizaine de millions étoiles. D’ici moins de deux ans, nous pourrons donc reconstituer les orbites de plusieurs millions d'étoiles dans la Galaxie, d'avoir les abondances chimiques détaillées pour quelques centaines de milliers et les âges pour plusieurs milliers. L’analyse de cette énorme quantité de données nécessitera des outils efficaces, mais aussi de modèles sophistiqués d’interprétation. Nous sommes intéressés à répondre à certaines des questions les plus simples, mais encore sans réponse: Quelles sont les caractéristiques des différentes populations stellaires de la Galaxie? Comment ont-elles été façonnées au cours du temps? Quel est le lien évolutif entre elles? Lesquelles sont le résultat de la formation des étoiles in situ ou plutôt de structures accrétés?
L'originalité de notre approche consiste à tenter de répondre à ces questions en utilisant des méthodes numériques différentes et complémentaires, que nous avons développé dans les dernières années et qui sont habituellement utilisés indépendamment les unes des autres: particules-test, reconstruction d'orbites, évolution chimique, simulations N-corps. Des méthodes de particule-test, où le mouvement de "particules de test" est intégré dans un potentiel gravitationnel constitué de deux disques stellaires mince et épais, d’un bulbe, d’une barre en rotation, et d’un halo de matière noire, nous attendons des informations sur le niveau de complexité de la Galaxie. Peut-on la décrire aujourd'hui "simplement" comme une galaxie à disque, produit d’une évolution séculaire des derniers 8-9 Gyr, sous l'effet des asymétries stellaires et de ses principales résonances? Les premières comparaisons nous montreront-elles une complexité que ces modèles simples ne sont pas capables de reproduire? Dans ce cas, la reconstruction des orbites devrait nous aider à comprendre l'origine de cette complexité en quantifiant le niveau de discontinuité dans les propriétés orbitales des différentes populations stellaires galactiques. Les modèles d'évolution chimique renforceront également notre compréhension, en fournissant les relations âge-chimie-cinématique, en identifiant les différentes structures chimiques et leur possibles origines, in situ ou ex-situ; l'histoire de la formation des étoiles de la Galaxie, et la masse des différentes populations stellaires. Tous ces ingrédients permettront de mettre au point de nouvelles simulations N-corps, qui prendront en compte les processus dissipatifs et l'enrichissement chimique détaillés. Avec ces nouvelles simulations, nous visons à reconstruire les chemins évolutifs possibles pour la Galaxie dans les derniers 8-9 Gyr, décrivant les liens chimiques et dynamiques entre le disque interne, la barre et le bulbe, et permettant d’explorer l'histoire de l'accrétion de la Galaxie. Chacune de ces méthodes, séparément, permet de reconstituer une partie du puzzle des processus chimiques et dynamiques rencontrés par la Voie Lactée. Tous, ensemble, devraient nous permettre de construire une image cohérente et robuste de son évolution.