Archéologie galactique

 Malgré les progrès remarquables de ces dernières décennies, de nombreuses questions persistent pour comprendre la formation des galaxies, dans leur contexte cosmologique, et en prenant en compte les mécanismes physiques fins qui régissent l'évolution des baryons. Dans ce contexte, l'étude de la Voie Lactée est une pierre de rosette fondamentale pour la compréhension plus générale de la formation des galaxies à disques, et l'étude de ses populations stellaires comme traces fossiles des formation et évolution, est maintenant à l'aube d'une révolution. En effet, la mission astrométrique Gaia donnera pour la première fois une vision 3D de notre Galaxie, dans l'espace direct et l'espace des phases (vitesses). Grâce à la mesure des distances, Gaia ouvrira également la possibilité de mesurer avec précision les âges stellaires, ajoutant ainsi la dimension temporelle, indispensable pour comprendre les processus évolutifs de la Galaxie. Les perspectives du groupe Archéologie Galactique de l'équipe Galaxies et cosmologie sont dont naturellement tournées vers cette révolution en marche : Gaia et ses accompagnements au sol.

Parmi les questions fondamentales qui se posent figurent la formation des disques galactiques (ubiquité des galaxies à gros bulbes dans les simulations cosmologiques versus la forte proportion observée de galaxies dans lesquelles le disque est dominant), la dualité du disque de la Voie Lactée (mince et épais), les différents processus de formation de bulbes centraux (effondrement, instabilités dans les disques, et rôle du trou noir central et sa région de formation stellaire associée). Notre disque épais s'avère plus massif qu'on ne le pensait (jusqu'à 50% de la masse lumineuse de la Galaxie) et pourrait être à l'origine d'une grande proportion du bulbe galactique. Il s'est formé autour de z~2, et pourrait bien être un descendant des «clumpy discs» fortement turbulents observés à ces redshifts. Les mécanismes plausibles qui ont pu mener à la dualité du disque sont cependant nombreux (mergers secs ou humides, migration radiale, etc.), et notre Galaxie est la seule dans laquelle ils peuvent être étudiés. Une autre question récurrente est celle l'importance des accrétions de galaxies dans l'assemblage d'une Voie Lactée, envisagée par le LCDM comme source majeure (voire unique) du halo galactique. De nombreuses questions existent cependant : les tensions entre simulations et observations de l'abondance des sous-structures dans le halo (missing satellites problem) proviennent-elles d'observations incomplètes ou de physique baryonique manquante dans les simulations? D'où vient la partie formée « in situ » du halo ? L'évaporation d'amas globulaires contribue elle significativement à la formation du halo?

Pour apporter une contribution significative à ce questionnement, l'équipe se positionne fortement sur les grands moyens observationnels qui transformeront la discipline dans la décennie à venir :

• Gaia: l'équipe se prépare déjà depuis plusieurs années à l'exploitation scientifique des données Gaia, à la fois techniquement (participation très forte au DPAC, développement d'outils d'analyse) et scientifiquement. La mission scientifique de Gaia a commencé dès 2016 (DR1: position pour l'ensemble des cibles ; parallaxes et mouvements propres pour ~2millions de sources brillantes, essentiellement dans le disque galactique) et se poursuivra jusqu'en 2030.
• Grands relevés spectroscopique au sol en accompagnement de Gaia : l'équipe a pris de très fortes responsabilités dans les très grands relevés spectroscopiques au sol Gaia-ESO Survey (@VLT 2012-2017), APOGEE-2 (@APO 2014-2020) et WEAVE (@WHT 2018-2022), et nous sommes en retour au premier plan pour coupler les abondances chimiques et les vitesses radiales très précises avec les mouvement propres et les parallaxes de Gaia pour les différentes composantes galactiques (disque mince, disque épais, bulbe, halo). L'étude des corrélations chimico-dynamiques des populations stellaires galactiques, ainsi que leurs évolutions temporelles, permettra de répondre directement à des questions clefs de l'évolution galactique comme, par exemple, l'histoire des accrétions dans la Voie Lactée, l'histoire de formation stellaire etc... Contraindre l'histoire de la formation stellaire dans les parties les plus centrales de notre galaxie (starburst central, dans des régions très éteintes) est également un défit important auquel les instruments IR tels que KMOS ou MOONS permettront de répondre. L’instrument MOSAIC (Multi-Object Spectrograph with Adaptive Image Correction) sera un des instruments de première génération qui équipera le télescope E-ELT (ESO) de 39 mètres. Combiné à la sensibilité sans précédent de l'E-ELT, MOSAIC sera l'instrument le plus performant au monde pour l'étude du halo de la Voie lactée et de ses satellites et pour l'analyse détaillée des populations stellaires dans les galaxies proches. Ce sera pour la première fois également possible d'obtenir la spectroscopie des étoiles résolues au-delà du groupe local (par exemple M83). Nous souhaitons être implique dans cette instrumentation de l’ESO qui va révolutionner l’Archéologie Galactique.
• Grands relevés photométriques au sol en prolongement de Gaia : LSST devrait d'ici 2023 apporter un complément à Gaia aux très faibles magnitudes (mouvements propres mais aussi photométrie multi-bande) pour des étoiles jusqu'aux confins de notre Galaxie ainsi que ses satellites (galaxies naines) ; dès aujourd'hui, le grand sondage Luau au CFHT permet de cartographier la métallicité des étoiles à grande échelle dans le halo galactique, et d'y repérer ainsi des traces d'accrétions anciennes (repérées pour la première fois grâce à leur cohérence en position et métallicité), ainsi que les étoiles les plus primitives du halo galactique (extremely metal-poor stars). Nous participons d'ores et déjà a ces grands relevés galactiques (Luau, Pristine), d'où viendront certainement de grandes avancées sur notre compréhension du halo galactique et des galaxies naines qui l'entourent: quelle est la proportion de ce halo formé in situ versus celle formée par accrétions, comment cette proportion varie-elle en fonction de la position dans le halo (halo interne vs halo externe), quelle est le mécanisme de formation in situ (collapse ou réchauffage du disque primitif), les galaxies naines sont-elles conformes à ce que le LCDM attend (nombre, distribution, caractéristiques), comment se sont formées les toutes premières générations d'étoiles (PopIII stars). Autant de questions auxquelles nous tenterons de répondre en suivant une approche qui combinera les contraintes apportées par les différents types d'observations (Gaia, Luau, Pristine, LSST, WEAVE puis 4MOST).
• Simulations/modélisation en support aux observations de la Voie Lactée et du groupe Local: l'élargissement de l'équipe à des compétences en modélisation/simulation de la formation des galaxies dans un contexte cosmologique représenterait un saut qualitatif dans nos capacités à exploiter les observables d'archéologie galactique dans un contexte plus large que la seule Voie Lactée, les prédictions des modèles nourrissant l'interprétation des observations et vice-versa. Par exemple, on ne pourra comprendre réellement la formation de la Voie Lactée qu'en combinant les informations détaillées des galaxies proches (archéologie galactique) avec une vision à haut redshift des progéniteurs (z=2) des galaxies à disques d'aujourd'hui. En particulier, les problématiques du mode dominant d'accrétion du gaz (filaments?) sur les galaxies, du mode de formation stellaire à ces époques reculées, sont révélés dans les galaxies observées à grands z, à travers par exemple les «clumpy discs». Ces processus d'assemblage de la masse, de formation stellaire, du rôle du feedback stellaire (ou d'un AGN), de la turbulence dans les disques, doivent être modélisés avec une physique adéquate pour permettre aux simulations cosmologiques de produire des observables baryoniques comparables avec les galaxies locales.