Comprendre les mécanismes passés et présents des régions internes de la Voie Lactée – GALHIS

Des techniques nouvelles ont été développées et qualifiées pour la classification automatisée des spectres stellaires, la détermination des paramètres fondamentaux et de la composition chimique détaillée des étoiles. Ces diverses approches ont été fondamentales pour le succès du relevé Gaia-ESO et les responsabilités obtenues par nos équipes dans ce relevé. Un code d’évolution chimique a été développé, qui a été appliqué à l’interprétation d’abondances chimiques 
pour proposer un nouveau schéma de l’évolution chimique de notre Galaxie. Ce code a ensuite été implémenté dans le code de simulation SPH de galaxies, permettant de traiter correctement l’évolution chimique et le recyclage du gaz. Une approche probabiliste de la formation stellaire et du recyclage du gaz a été implémentée et testée. La confrontation des données avec les modèles de synthèse de populations a bénéficié de la mise en place d’analyses multivariées et de méthodes robustes d’ajustement de modèles, en particulier les méthodes de chaines de Markov Monte Carlo (MCMC).

Mesure de l’histoire de la formation stellaire dans le disque épais local (Snaith et al. 2014). Analyse du phénomène de migration radiale dans les disques (Di Matteo et al. 2013) et au voisinage du Soleil (Haywood et al. 2013). Mesure de la structure et de l’évolution du disque épais (taille, masse, composition chimique, cinématique, âge) (Robin et al. 2014). Liens chimiques et cinématiques entre disque épais et disque mince au delà du voisinage solaire (Recio-Blanco et al. 2014, Mikolaitis et al. 2014). Caractérisations de la barre de la Galaxie (Robin et al. 2012, Babusiaux et al. 2013). Lien entre disque épais et la région du bulbe, et analyse de la contribution du disque épais aux parties centrales de la Galaxie (Di Matteo et al. 2014ab, Robin et al, 2014, Rojas et al. 2014). Proposition d’un nouveau schéma des populations stellaires du disque de la Voie Lactée (Haywood et al. 2013). Analyse de l’importance de la contribution des disques épais à la formation des disques galactiques en général (Lehnert et al. 2014) à partir de l’exemple de la Voie Lactée.

Un résultat porteur de ‘rupture’ produit par l’ANR est la nouvelle définition des populations stellaires proposée dans Haywood et al. (2013), complété par les nouveaux résultats obtenus sur le bulbe (Di Matteo et al. 2014ab). Grâce à ces travaux et ceux engagés sur l’évolution chimique de la Galaxie, de nouveaux développements sont envisagés dans plusieurs directions. La première porte sur l’analyse de la relation entre l’âge des étoiles et l’abondance en éléments alpha. La deuxième direction de travail concerne la généralisation du modèle d’évolution chimique à l’ensemble de la Galaxie. Une troisième direction concerne l’utilisation du code SPH combiné avec le code d’évolution chimique pour comprendre la formation des disques épais galactiques, qui sera un outil puissant pour la préparation à l’exploitation du catalogue Gaia.

Un autre résultat majeur concerne l'évolution dynamique du disque épais avec la mise en évidence de la contraction du disque épais pendant sa formation (Robin et al, 2014). Cette avancée notable sur le scénario de formation va être exploitée et précisée lors de l'analyse conjointe des relevés spectroscopiques Gaia-ESO, APOGEE et Gaia. Ce scénario de formation sera confronté aux nouvelles données grâce à la version révisée du modèle de synthèse de populations stellaires dit «de Besançon«. Ce nouveau modèle sera incessamment mis en ligne pour que les utilisateurs potentiels puissent générer leurs propres simulations à confronter aux données, en mode «web-service« via les outils de l'Observatoire Virtuel.

14 articles de rang A, 38 communications dans des colloques internationaux, 8 communications dans des colloques nationaux. Organisation de 2 colloques internationaux.

Le projet a pour objectif de comprendre la formation de la Voie Lactée à partir d’observations des populations stellaires, en particulier les régions internes qui contiennent la plus grande partie de la masse stellaire. Nous caractériserons les propriétés des populations stellaires qui dominent cette région (bulbe, barre, disque mince, et disque épais) afin de contraindre leurs modes de formation, leurs liens et interactions dans le temps, leur dynamique (migrations radiales, instabilités). Pour cela, nous analyserons plusieurs jeux de données spécifiques (photométriques, astrométriques et spectroscopiques) qui nous donneront accès aux caractéristiques physiques et aux traceurs de l'évolution (âge, abondances chimiques, cinématique). Ces données couvrent une trentaine de champs et concernent plusieurs millions d'étoiles en photométrie et astrométrie (mouvements propres), et plusieurs milliers d'étoiles en spectroscopie (abondances chimiques et vitesses radiales). Des données complémentaires provenant des relevés publiques seront également utilisées. Nous analyserons les données en plusieurs étapes. D'abord par une analyse directe individuelle des différents champs, ensuite par une analyse croisée des différents champs et des différents observables (abondances, mouvements propres, vitesses radiales, densités stellaires) permettant de caractériser les populations stellaires à différentes échelles, les variations spatiales de ces caractéristiques et les corrélations entre les paramètres traceurs de l'évolution (âge, composition chimique et cinématique). On pourra ainsi déduire une caractérisation qui soit capable de différencier les différents scénarios de formation et d'évolution (détermination de l'époque de formation, histoire du taux de formation stellaire, rôle des accrétions dans la formation, rôle des interactions bulbe/barre/disque mince/disque épais, rôle des migrations et des interactions dynamiques). En parallèle nous intégrerons les résultats obtenus dans un modèle de synthèse de populations qui permettra de tester la cohérence des résultats dans les différents champs et d'assurer que les paramètres déduits des observations ne souffrent pas de biais systématiques, et le cas échéant de trouver la méthode de correction des biais. Des ajustements des paramètres globaux de ce modèle (paramètres des lois de densité, taux de formation d'étoiles, gradients, ellipsoïdes des vitesses, rotation galactique, etc...) seront faits en utilisant des méthodes comme les chaînes de Markov Monte Carlo, afin d'optimiser les résultats. Nous pourrons ainsi tester le scénario le plus probable qui se dégagera de nos études. Des tests dynamiques seront menés en parallèle pour assurer la cohérence de la distribution de la masse avec l'histoire de la formation. Pour cela deux approches seront menées, l'une basée sur la méthode de Syer & Tremaine (1996), appelée "Made-to-Measure" qui permet d'adapter les orbites de la méthode de Swartzschild à un jeu de données, l'autre basé sur l'approche N-corps et Tree SPH de Semelin & Combes. A partir de conditions initiales fournies par les simulations cosmologiques, on suit l'évolution (chemo-dynamique) d'une Galaxie de même type morphologique et masse que la Voie Lactée. Cette approche est appelée "Ready-to-Wear".

Le projet aboutira donc à des simulations très réalistes de la Galaxie, qui pourront être utilisées dans le cadre de la préparation de missions spatiales (notamment Gaia) et de l’Observatoire Virtuel. Les méthodes développées pour l'analyse de grands jeux de données multi-paramètres pourront être ensuite appliquées à l’analyse future de grands relevés, en particulier Gaia.