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Les galaxies petit pois du projetGalaxy Zoo
Trois images de galaxies petit pois prises par letélescope spatial Hubble

Unegalaxie petit poisest un type degalaxie compacte bleuelumineuse qui présente un très fort taux deformation d'étoiles[1].Les galaxies petit pois sont nommées ainsi car elles sont de petite taille et présentent un aspect verdâtre sur les images prises par le télescope duSloan Digital Sky Survey(SDSS).

Les galaxies petit pois ont été découvertes pour la première fois par les contributeurs du projet collaboratif en ligneGalaxy Zoo[2].

Description

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Les galaxies petit pois (GPP) sont des galaxies compactes présentant une forteraie d'émissiondans l'oxygène.Elles ont été découvertes à des valeurs dedécalage vers le rougesituées entrez= 0,112 etz= 0,360[1].Ces galaxies à faible masse ont une limite supérieure de taille d'environ 16 300années-lumière(5 000pc), elles résident typiquement dans des environnements comportant une densité des deux-tiers inférieure aux environnements des galaxies normales[1].Une GPP moyenne a un décalage vers le rouge dez= 0,258, une masse d'environ 3 200 millionsM☉(3 200 millions de masses solaires), un taux de formation d'étoiles d'environ 10M☉/an (10 masses solaires par an), unelargeur équivalentedans l'oxygène doublement ionisé([O III]) de 69,4nm,et une faiblemétallicité[1][3].Les GPP sont seulement des galaxies à formation d'étoiles, elles n'ont pas denoyau actif.Elles présentent une forte raie d'émission à lalongueur d'ondede l'[O III] (500,7nm). Cette longueur d'onde est uneraie interditeduspectre électromagnétique,elle est uniquement rendue possible ici par la très faible densité du milieu[1][4].Lorsque l'intégralité de la base de donnée photométrique du SDSS a été interrogée à la recherche de GPP, seuls 40 222 objets ont été retournés, ce qui laisse à penser que ces galaxies sont des objets rares[1].

Les GPP sont les galaxies les moins massives et les plus actives en formation d'étoiles de l'univers local[5].« Ces galaxies sembleraient normales dans un univers jeune, mais l'on ne rencontre plus ce genre de galaxies actives aujourd'hui »,dit Kevin Schawinski, astrophysicien, professeur à l'École polytechnique fédérale de Zurich.« Comprendre les galaxies petit pois nous permettrait d'en savoir plus sur la formation des étoiles dans un univers jeune, et sur l'évolution des galaxies »[4].

Les GPP existaient à un âge où l'univers avait les trois-quart de son âge actuel, ce sont donc de bons indicateurs de laformation de galaxiesdans un univers jeune[6].Depuis la publication des travaux de l'équipe de R. Amorín[7]en février 2012, on pense que les GPP seraient de vieilles galaxies qui auraient formé la majeure partie de leurs étoiles il y a plusieurs milliards d'années. De vieilles étoiles ont pu être identifiées par spectroscopie dans l'une des trois galaxies étudiées grâce à la présence demagnésium[7].

Une image de la galaxie petit pois GP_J1219 prise par letélescope spatial Hubbledans le proche ultra-violet.

En janvier 2016, une étude publiée par le journalNatureidentifie la GPP J0925+1403 comme perdant desphotons du continuum Lyman(LyC) avec un taux d'échappement d'environ 8 % (voirsection ci-dessous)[8].En 2014-2015, deux sources distinctes ont identifié deux GPP (J1219 et J0815) comme probables galaxies à« fuite de LyC »,suggérant que ces deux GPP sont les analogues, dans les faibles décalages vers le rouge, des galaxies à« fuite de LyC et de raieLyman- Alpha(Ly α) »dans les grands décalages vers le rouge, dont seulement deux sont connues:Haro 11etTololo-1247-232[5][9][10].Trouver des galaxies à fuite de LyC locales est crucial pour les théories de l'univers jeune à l'ère de laréionisation[9][10].Ces deux objets ont les références SDSS DR9 suivantes: 1237661070336852109 (GP_J1219) et 1237664668421849521.

L'image ci-contre montre la galaxie petit pois GP_J1219[9].Elle a été prise par une équipe dutélescope spatial Hubble(HST) dirigée par Alaina Henry, en utilisant un instrument nomméspectrographe des origines cosmiques(COS) dans le proche ultra-violet[11].La barre horizontale sur l'image représente uneseconde d'arc(1 "), c'est-à-dire environ 10 750 années-lumière (al) à la distance de GP_J1219 (2,69 millions al). En utilisant leMulti-Anode Micro-channel Arraydu COS dans le proche ultra-violet, l'échelle du capteur est d'environ 40 pixels par secondes d'arc (0,0235 "par pixel)[12].

Historique des découvertes

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Décembre 2007

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Galaxy Zoo(GZ) est un projet collaboratif en ligne créé en 2007 qui s'était donné pour objectif declassifierenviron un million de galaxies[13][14].En juillet 2007, quelques jours après la naissance de GZ, une discussion fut lancée sur leur forum par Hanny Van Arkel, intitulée«Give peas a chance»(littéralement« donner une chance aux pois »), à laquelle étaient jointes plusieurs images représentant des objets verts. Cette contribution, qui débuta de manière plutôt humoristique (un jeu de mot sur la chanson deJohn LennonGive Peace a Chance), prit une tournure plus scientifique lorsqu'en décembre 2007, il devint évident que certains de ces étranges objets formaient un nouveau groupe de galaxies. Ces« galaxies pois »apparaissaient sur les images duSloan Digital Sky Survey(SDSS) sous forme de lueurs vertes diffuses. C'est parce que ces galaxies présentent une intense raie d'émission dans l'oxygènefortementionisé,ce qui sur les images composites du SDSS se traduit par une augmentation de la luminosité dans la bande de couleur« r »du capteur, par rapport aux deux autres bandes de couleur« g »et« i ».La bande de couleur« r »est représentée en vert sur les images du SDSS[1][15].

Juillet 2008

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Enthousiastes, se nommant eux-même les«Peas Corps»(littéralement« la brigade des pois »,un autre jeu de mot sur lesPeace Corps), un groupe de contributeurs a identifié plus d'une centaine de ces galaxies, qui furent rassemblées dans une nouvelle discussion dédiée sur le forum GZ, initiée par Carolin Cardamone en juillet 2008. Ces premières données ont permis la recherche systématique d'autres objets du même type dans la base de données GZ; parmi le millions d'objets qu'elle contenait au total, 251 galaxies pois, plus connues sous le nom de galaxies petit pois (GPP), furent trouvées.

Novembre 2009

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En novembre 2009, les auteurs C. Cardamone, Kevin Schawinski, M. Sarzi, S. Bamford, N. Bennert, C. Urry, Chris Lintott, W. Keel et neuf autres personnes ont publié un article dans leMNRASintitulé« Les petits pois de Galaxy Zoo: découverte d'une classe de galaxies compactes à très fort taux de formation d'étoiles »[1].Dans cet article, dix contributeurs bénévoles du projet Galaxy Zoo ont été distingués pour leur aide particulièrement significative. Ils se nomment: Elisabeth Baeten, Gemma Coughlin, Dan Goldstein, Brian Legg, Mark McCallum, Christian Manteuffel, Richard Nowell, Richard Proctor, Alice Sheppard and Hanny Van Arkel. Ils ont été remerciés pour« avoir donné une chance au pois »(«giving Peas a chance»). Les citations dont cet article ont fait l'objet sont consultables sur le site de la NASA dédié aux données astrophysiques[16].Pour plus de détails, voir les sectionsPhysique dans la publication Cardamone 2009etAnalyse de la publication Cardamone 2009.

Les GPP étudiées dans cet article n'avaient pas toutes été découvertes récemment. Sur les 80 galaxies de l'échantillon original, 46 d'entre elles avaient déjà fait l'objet de références antérieures dans labase de donnée extragalactique de la NASA.Les 80 GPP originales provenaient toutes d'un échantillon duSDSSdata-release 7(DR7), à l'exclusion d'autres sources. Certaines sources contenaient des objets qui auraient pu être classés comme GPP s'ils s'étaient trouvés dans l'échantillon du SDSS. On en trouve un exemple dans un article publié en avril 2009 dans leAstrophysical Journal,par les auteurs J. J. Salzer, A. L. Williams and C. Gronwall, sous le titre« Une population de galaxies pauvres en métal présentant des luminosités ~L* à des décalages vers le rouge intermédiaires »[17].Dans cet article sont présentées de« nouvelles estimations spectroscopiques et de métallicité pour un échantillon de 15 galaxies à formation d'étoiles ayant des valeurs de décalage vers le rouge comprises entre 0,29 et 0,42 ».Ces objets avaient été selectionnés à l'aide duKPNO International Spectroscopic Survey(KISS)[18].Au moins 3 des ces 15 objets sont verts sur les images du SDSS (KISSR 1516, KISSR 2042 and KISSRx 467). Citant Salzer et al. 2009, section 4.1:« Une nouvelle classe de galaxie? Étant donné le grand nombre d'études ayant porté sur les abondances de métaux au sein de galaxies à des décalages vers le rouge hauts et intermédiaires, il peut sembler étrange que des systèmes similaires à ceux décrits ici n'aient pas été précédemment identifiés »[17].

Juin 2010

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En juin 2010, les auteurs R. Amorin, E. Perez-Montero et J. Vilchez ont publié un article dansThe Astrophysical Journalintitulé« Sur les abondances chimiques de l'oxygène et de l'azote et l'évolution des galaxies petit pois »[3].Dans cet article ils étudient les incohérences des mesures concernant lamétallicitéde 79 GPP, mettant en doute les résultats originaux publiés parCardamoneet al.Ils concluent:« nous pensons que l'afflux de gaz induit par les récentes interactions, probablement combiné à une déperdition des gaz riches en métaux soufflés par lessupernovas,pourraient expliquer nos résultats ainsi que les propriétés des galaxies connues »[3].Pour plus de détails, voir la sectionDeux publications de R.Amorin, J.M.Vilchez et E.Perez-Montero.

Février 2011

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En février 2011, les auteurs Y. Izotov, N. Guseva et T.X. Thuan publièrent dansThe Astrophysical Journalun article intitulé:« Galaxies petit pois et consorts: galaxies à raie d'émission compacte lumineuse dans le catalogueSDSS»[19].Ils ont découvert que les 80 GPP ne forment pas à elles seules une nouvelle classe de galaxies rares, mais qu'elle représentent plutôt une sous-classe de galaxies déjà connues sous le nom de galaxies compactes lumineuses, dont 803 exemplaires ont été identifiés à ce jour[19].Pour plus de détail, consultez la sectionComparaison entre galaxies petit pois et galaxies compactes lumineuses

Novembre 2011

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En novembre 2011, les auteurs Y. Izotov, N. Guseva, K. Fricke et C. Henkel ont publié un article dans le journalAstronomy and Astrophysicsintitulé:« Galaxies à formation d'étoiles avec émission de poussières chaudes dans le catalogue SDSS découvertes par le télescope infrarougeWide-field Infrared Survey Explorer(WISE) »[20].Dans cet article, les auteurs étudient quatre galaxies de couleur rouge à deslongueurs d'ondecomprises entre 3,4µm(W1) et 4,6µm(W2). Les mesures indiquent que la« poussière »contenue dans ces galaxies est à une température d'environ1 000K.Ces quatre galaxies sont des GPP et font plus que doubler le nombre de galaxies de ce type connues à ce jour[20].

Janvier 2012

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En janvier 2012, les auteurs R. Amorin, R. Perez-Montero and J.Vilchez ont publié le compte-rendu d'une conférence intitulée« Dévoiler la nature des galaxies petit pois »[21].Dans cette publication, ils annoncent avoir mené une série d'observations à l'aide du spectromètre OSIRIS duGran Telescopio Canarias,et indiquent qu'ils sont sur le point de publier un article concernant ces recherches. Ces observations« vont fournir de nouveaux éclairages sur l'état d'évolution des GPP. En particulier, nous serons capables de déterminer si les GPP comportent une représentation dominante de vieilles populations stellaires, au delà de leur flambée de jeunes étoiles, comme c'est le cas dans la plupart des autres galaxies compactes bleues »[21].Pour plus de détails, voir la sectionDeux publications de R.Amorin, J.M.Vilchez et E.Perez-Montero.

En janvier 2012 également, les auteurs L. Pilyugin, J. Vilchez, L. Mattsson et T.X. Thuan ont publié un article dans leMNRASintitulé« Détermination des abondances à partir des spectres d'émission du catalogue SDSS: examen des objets comportant un haut ratio azote/oxygène »[22].Dans cet article les auteurs comparent les abondances relatives de l'oxygène et de l'azote à l'aide des mesures globales de raies d'émission des spectres du SDSS, en utilisant (1) la méthode de la température des électrons et (2) les récentescalibrationsdes raies d'émission oxygène/azote et azote/soufre[22].Trois catégories d'objets furent comparées: un groupe denébuleusescomposites riches en hydrogène, 281 galaxies du catalogue SDSS, et un échantillon de GPP comportant des raies d'émission perceptibles dans l'[O III][22].L'une des questions que l'on se pose à propos des GPP, c'est comment les nébuleuses influencent les spectres mesurés. En comparant ces trois catégories d'objets à l'aide de méthodologies éprouvées et de l'analyse de leur métallicité, les auteurs concluent que« les hauts ratios azote/oxygène observés dans certaines galaxies petit pois pourraient être causés par le fait que les spectres mesurés par le SDSS sont des spectres de nébuleuses composites, sommes de plusieurs composantes ayant des propriétés physiques distinctes (comme la métallicité). Toutefois, pour les galaxies petit pois les plus chaudes, qui semblent être des galaxies naines, cette explication ne semble pas plausible »[22].

Toujours en janvier 2012, S. Hawley publia un article dans lesPublications of the Astronomical Society of the Pacificintitulé« Abondances dans les galaxies petit pois à formation d'étoiles »[23].Dans cet article, l'ancien astronaute de laNASASteven A. Hawleycompare les résultats publiés dans de précédents articles à propos des mesures de métallicité des GPP. L'auteur passe en revue les différentes méthodes de calibration et d'interprétation des résultats, principalement depuis les publications Cardamoneet al.et Amorinet al.,mais également depuis Izotovet al.,et suggère une explication possible aux nombreuses contradictions dans les résultats de ces différentes études. Il a pris en compte la contribution desétoiles de Wolf-Rayetdans l'ionisation des gaz, et déterminé quels types de raies d'émission donnaient les résultats les plus précis pour ces galaxies. Il conclut:« les calibrations spécifiques effectuées pour les galaxies petit pois diffèrent des calibrations couramment utilisées, elles pourraient se révéler utiles si des galaxies comme les GPP, comportant des sources ionisantes extrêmement chaudes, se révélaient être des objets communs »[23].

Février 2012

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In February 2012, authors S. Chakraborti, N. Yadav, C. Cardamone and A. Ray published a paper in The Astrophysical Journal Letters titled 'Radio Detection of Green Peas: Implications for Magnetic Fields in Young Galaxies'.[24]In this paper,magneticstudies using new data from theGiant Metrewave Radio Telescopedescribe various observations based around the GPs. They show that the three "very young" starburst galaxies that were studied have magnetic fields larger than the Milky Way. This is at odds with the current understanding that galaxies build up their magnetic properties over time.[24]More details here:Radio detection

Avril 2012

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In April 2012, authors R. Amorin, E. Perez-Montero, J. Vilchez and P. Papaderos published a paper in the Astrophysical Journal titled "The Star Formation History and Metal Content of the 'Green Peas'. New Detailed GTC-OSIRIS spectrophotometry of Three Galaxies".[7]They give the results for the deep broad-band imaging and long-slitspectroscopyfor 3 GPs that had been observed using theOSIRISinstrument, mounted on the 10.4mGran Telescopio Canariasat theRoque de los Muchachos Observatory.[7]More details here:GTC-OSIRIS

Août 2012

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In August 2012, authors R. Amorín, J. Vílchez, G. Hägele, V. Firpo, E. Pérez-Montero and P. Papaderos published a paper in the Astrophysical Journal Letters titled "Complex gas kinematics in compact, rapidly assembling star-forming galaxies".[25]Using the ISIS spectrograph on theWilliam Herschel Telescope,they publish results of the high-quality spectra that they took of six galaxies, five of which are GPs. After studying the Hydrogen Alpha emission lines (ELs) in the spectra of all six, it is shown that these ELs are made up of multiple lines, meaning that the GPs have several chunks of gas and stars moving at large velocities relative to each other. These ELs also show that the GPs are effectively a 'turbulent mess', with parts (or clumps) moving at speeds of over 500 km/s (five hundred km/s) relative to each other.[25]

Janvier 2013

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In January 2013, authors S. Parnovsky, I. Izotova and Y. Izotov published a paper inAstrophysics and Space Sciencetitled "H Alpha and UV luminosities and star formation rates in a large sample of luminous compact galaxies".[26]In it, they present a statistical study of the star formation rates (SFR) derived from theGalaxy Evolution Explorerobservations in the Ultraviolet continuum and in the H Alpha emission line for a sample of ~800 luminous compact galaxies (LCGs). Within the larger set of LCGs, including the GPs, SFR of up to ~110M☉/yr (~110 solar masses a year) are found, as well as estimates of the ages of the starbursts.[26]

Avril 2013

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In April 2013, authors A. Jaskot and M. Oey published a paper in the Astrophysical Journal titled "The Origin and Optical Depth of Ionizing Radiation in the" Green Pea "Galaxies".[27]Six "extreme" GPs are studied. Using these, the authors endeavour to narrow down the list of possibilities about what is producing the radiation and the substantial amounts of high-energyphotonsthat might be escaping from the GPs.[27]Following on from this paper, observations on the Hubble Space Telescope, totalling 24 orbits, were taken in December 2013.[28]The Cosmic Origins Spectrograph and the Advanced Camera for Surveys were used on four of the "extreme" GPs. More details here:Two papers by Jaskot and Oey

Janvier 2014

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In January 2014, authors Y. Izotov, N. Guseva, K. Fricke and C. Henkel published a paper in Astronomy & Astrophysics entitled "Multi-wavelength study of 14000 star-forming galaxies from the Sloan Digital Sky Survey".[29]In it, they use a variety of sources to demonstrate: "that the emission emerging from young star-forming regions is the dominant dust-heating source for temperatures to several hundred degrees in the sample star-forming galaxies".[29]The first source of data is SDSS from which 14,610 spectra with strong emission lines are selected. These 14,610 spectra were then cross-identified with sources from photometric sky surveys in other wavelength ranges. Those are: 1)GALEXfor the ultraviolet; 2)the2MASSsurvey for the near-infrared; 3)theWide-field Infrared Survey ExplorerAll-Sky Source Catalog for infrared at differing wavelengths; 4)theIRASsurvey for the far-infrared and the 5)NVSSSurvey at radio-wavelengths. Only a small fraction of the SDSS objects were detected in the last two surveys. Among the results is a list of twenty galaxies with the highest magnitudes which have hot dust of several hundred degrees. Of these twenty,all could be classified as GPs and/or LCGs.[29]Also among the results, theluminosityis obtained in the sample galaxies in a wide wavelength range. At the highest luminosities, the sample galaxies had luminosites approaching those of high-redshiftLyman-break galaxies.[29]

In January 2014, authors A. Jaskot, M. Oey, J. Salzer, A. Van Sistine and M. Haynes gave a presentation titled "Neutral Gas and Low-Redshift Starbursts: From Infall to Ionization" to theAmerican Astronomical Societyat their meeting #223.[30]The presentation included data from TheArecibo ObservatoryLegacy Fast ALFA Survey (ALFALFA). The authors analyzed the optical spectra of the GPs and concluded "While the ALFALFA survey demonstrates the role of external processes in triggering starbursts, the Green Peas show that starbursts' radiation can escape to affect their external environment", finding "that the Peas are likely optically thin to Lyman continuum (LyC) radiation."[30]

Juin 2014

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In June 2014, authors A. Jaskot and M. Oey published a conference report titled "The Origin and Optical Depth of Ionizing Photons in the Green Pea Galaxies".[31]This appears in "Massive Young Star Clusters Near and Far: From the Milky Way to Reionization", based on the 2013Guillermo HaroConference. More details here:Two papers by Jaskot and Oey

Mai 2015

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In May 2015, authors A. Henry, C. Scarlata, C. L. Martin and D. Erb published a paper in the Astrophysical Journal entitled, "Lyα Emission from Green Peas: The Role of Circumgalactic Gas Density, Covering, and Kinematics".[32]In this paper, ten Green Peas were studied in the ultraviolet, using high resolution spectroscopy with the Hubble Space Telescope using the Cosmic Origins Spectrograph. This study showed, for the first time, that Green Peas have strongLyα emissionmuch like distant, high-redshift galaxies observed in a younger universe.[32]Henry et al. explored the physical mechanisms that determine how Lyα escapes from the Green Peas, and concluded that variations in the neutral hydrogen column density were the most important factor.[32]More details here:Lyman Alpha Emission from Green Peas.

J0925+1403 et fuite de LyC

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En janvier 2016, le journalNaturea publié un article ayant pour titre« Huit pour cent de taux d'échappement de photons du continuum Lyman depuis une galaxie naine compacte formant des étoiles »,signé Y.I. Izotov, I. Orlitová, D. Schaerer, T.X. Thuan, A. Verhamme, N.G. Guseva & G. Worseck[8].Le résumé indique:« L'une des questions clés de la cosmologie observationnelle est l'identification des sources responsables de l'ionisation de l'univers après les âges sombres cosmiques [...] Dans cet article nous présentons des observations dans le lointain ultra-violet d'une proche galaxie de faible masse formant des étoiles, J0925+1403, choisie pour sa compacité et son haut état d'excitation [...] La galaxie« émet »des rayonnements ionisants, avec un taux d'échappement de 7,8 %. »[8]On pense que ces niveaux de radiation sont similaires à ceux qu'émettaient les premières galaxies de l'univers, nées à l'ère de laréionisation.Ces découvertes ont mené l'équipe de recherche, incluant des scientifiques de l'Université de Genève,à la conclusion que J0925 pouvait ioniser le milieu intergalactique jusqu'à quarante fois sa propre masse stellaire[8].

Cette étude à été menée à la suite des observations effectuées avec le spectrographe des origines cosmiques à bord dutélescope spatial Hubble,comme décrit dans la proposition 13744 du cycle 22[33]. 

The study was a follow-up to observations carried out using the Cosmic Origins Spectrograph aboard the Hubble Space Telescope, as outlined in Proposal 13744 for Cycle 22.[33]The proposal's abstract, titled "Green Peas and diagnostics for Lyman continuum leaking in star-forming dwarf galaxies" states: "Our unique GP sample will allow us to combine for the first time four fundamental tests forLyman continuum photons(LyC) leaking in galaxies and validate their usefulness as LyC leaking indicators: 1) direct measurements of the LyC; 2) high [OIII]/[OII] ratios; 3) characteristics of the Lyman Alpha line profile and 4) residual intensities in the low-ionization ISM absorption UV lines ".[33]Its SDSS DR12 number is: 1237671262812897597 and the SDSS DR7 number is: 587745243087372534.

GP J0925 is thought to be similar to the most distant, and thus earliest, galaxies in the universe and has been shown to 'leak' LyC.[34][35][36]It is about 3 billion light years away (redshift z=0.301), or approximately 75% of the current age of the universe.[8][36]Co-author Trinh Thuan, from theUniversity of Virginiasaid in a statement: "The finding is significant because it gives us a good place to look for probing the reionization phenomenon, which took place early in the formation of the universe that became the universe we have today".[36]He also stated: "As we make additional observations using Hubble, we expect to gain a much better understanding of the way photons are ejected from this type of galaxy, and the specific galaxy types driving cosmic reionization."[36]He concludes: "These are crucial observations in the process of stepping back in time to the early universe."[36]It is reported that: "Astronomers find galaxy that proves the Big Bang happened".[37]

Émissions Lyman- Alpha depuis les galaxies petit pois

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Spectres de GPP montrant une résonance dans la diffusion des photons Ly α.

En mai 2015, les auteurs Alaina Henry, Claudia Scarlata, Crystal Martin et Dawn Erb ont publié un article titré« Émission Ly α depuis les galaxies petit pois: le rôle de la densité du gaz circumgalactique, de l'enveloppe et de la cinématique »[32].Le but de ces travaux était de comprendre pourquoi certaines galaxies produisent des émissionsLyman- Alpha(Ly α), alors que d'autres n'en produisent pas. De très nombreuses conditions physiques régulent l'émission de ce type de spectre, par conséquent bien connaître cette émission est fondamental pour comprendre comment les galaxies se forment et comment elles impactent leur environnement intergalactique.

Henry et al. émirent l'hypothèse que, puisque les GPP ressemblaient au galaxies ayant undécalage vers le rouged'une valeur z > 2, et que les émissions Ly α sont habituelles à ces valeurs de décalage vers le rouge, les raies Ly α devraient également être émises par les GPP. Les observations menées avec letélescope spatial Hubble(HST) et l'instrument COS (voir sectionDescription) ont conforté cette hypothèse pour les 10 GPP de l'échantillon[32].Les spectres des diagrammes ci-contre montrent une résonance dans la diffusion des photons Ly α qui sont émis à une vélocité quasiment nulle. La richesse des données existantes sur les GPP, combinée aux spectres réalisés par le COS, ont permis à Henry et al. d'explorer les mécanismes physiques qui régulent les émissions Ly α. Les auteurs ont conclu que les variations de quantité de gaz hydrogène neutre, qui diffusent les photons Ly α, sont la cause d'une différence de facteur 10 dans les émissions Ly α des GPP de leur échantillon[32]. Lyα photons that are emitted near zero velocity⇔photons Ly α qui sont émis à une vélocité quasiment nulle

Le spectre de GP_J1219 (dont une image figure dans la sectionDescription) montre des flux d'émissions très puissants, comparé aux 9 autres GPP[32].En fait, seule GP_J1214 présentes des valeurs d'émissions approchant J1219. A noter également les doubles crêtes dans certains spectres, indiquant des flux d'entrée et de sortie de matière de la GPP[32].

Physique dans la publication Cardamone 2009

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Graphe représentant les taux de formations d'étoiles des galaxies par rapport à leur masse. Les losanges violets représentent les GPP, les points noirs les galaxies de l'échantillon duGalaxy ZooMerger Sample.

À l'époque où cet article fut publié, seulement cinq galaxies petit pois (GPP) avaient été observées par letélescope spatial Hubble(HST). Trois de ces images montraient les GPP comme composées de brillantes grappes d'étoiles en formation, avec une faible densité de surface, suggérant que ces objets résultaient d'unefusion de galaxiesrécente ou encore en cours[1].Ces trois images du HST provenaient d'une étude réalisée en 2005 sur un échantillon de galaxies locales lumineuses dans l'ultraviolet[38].Les grandes galaxies fusionnées sont fréquemment le site d'une intense activité de formation d'étoiles, comme le montre le graphe ci-contre qui représente le taux de formations d'étoiles par rapport à la masse galactique[39].Sur ce graphe, les GPP sont comparées avec les 3 003 galaxies fusionnées issues du catalogueGalaxy ZooMerger Sample (GZMS)[40].On peut voir que les GPP ont une faible masse, typique desgalaxies naines,et que leur taux de formation d'étoiles est plus important que celui des GZMS. La ligne noire pointillée représente un taux de formation d'étoile constant de 10M☉/an (10 masses solaires par an). La plupart des GPP ont un taux de formation d'étoiles compris entre 3M☉/an et 30M☉/an.

Graphe représentant 103 GPP en tant que galaxies à« flambée d'étoiles »(croix rouges), galaxies à noyau actif (losanges bleus), et objets de transitions entre ces deux types (croix vertes)

Les GPP sont rares. Parmi le million d'objets figurant dans les banques d'images du projetGalaxy Zoo(GZ), seules 251 GPP ont pu être identifiées. Après avoir écarté 148 objets à cause de la contamination atmosphérique affectant leurspectre,les 103 objets restants, qui présentaient les meilleursrapports signal/bruit(SNR), furent étudiés plus en détail via l'analyse de leurs raies d'émission par Baldwin, Phillips et Terlevich, qui ont pu différencier les galaxies à« flambée d'étoiles »(GFE) desgalaxies à noyau actif(AGN)[41].80 se sont révélées être des GFE[1].Le graphe ci-contre représente 103 GPP à étroite bande (toutes avec un SNR ≥ 3 dans leurs raies d'émission) en tant que 10 AGN (losanges bleus), 13 objets de transitions (croix vertes) et 80 GFE (croix rouges). La ligne continue (notée Ke01) représente le maximum de contribution des GFE (Kewley et al. 2001)[42],[43].La ligne pointillée (notée Ka03) représente la séparation entre les AGN et les pures galaxies à formation d'étoiles (Kauffmann et al. 2003)[44]. starbursts⇔galaxies à flambée d'étoiles

Histogramme représentant leslargeurs équivalentes[O III]de 10 000 galaxies de comparaison (rouge), 215 galaxies lumineuses dans l'ultraviolet(bleu), et les GPP (vert)

Les GPP présentent une forte émission dans la raie de l'oxygène doublement ionisé[O III], comparativement à l'ensemble de leur spectre. Sur les spectres duSloan Digital Sky Survey(SDSS), cela se manifestait sous la forme d'une large crête avec [O III] au sommet[45].

La longueur d'onde de l'[O III] (500,7nm) a été choisie pour déterminer la luminosité des GPP par la comparaison deslargeurs équivalentes.L'histogramme ci-contre présente sur une échelle horizontale les largeurs équivalentes de 10 000 galaxies normales (en rouge), de 215 galaxies lumineuses dans l'ultraviolet (UV-lumineuses, en bleu), et de GPP (en vert)[1].Comme on peut le voir sur l'histogramme, la largeur équivalente des GPP est même bien plus grande que celle des prolifiques pouponnières d'étoiles que sont pourtant les galaxies UV-lumineuses[46].

Dans la publication Cardamone et al., des comparaisons sont faites avec d'autres types de galaxies compactes, comme les galaxies naines compactes bleues et les galaxies UV-lumineuses, situées à des distances locales mais aussi plus lointaines[47].Le résultat de l'étude indique que les GPP forment une classe de galaxies différentes des naines compactes bleues, mais qu'elles pourraient toutefois ressembler aux membres les plus lumineux de cette catégorie[48].Les GPP sont également similaires aux galaxies UV-lumineuses à fort décalage vers le rouge, comme les galaxiesLyman-breakou lesémetteurs Lyman- Alpha[49],[50],[51].Les auteurs concluent que si les processus internes animant les GPP sont similaires à ceux que l'on trouve dans les galaxies UV-lumineuses à fort décalage vers le rouge, les GPP pourraient représenter les derniers vestiges du mode de formation d'étoiles ordinaire durant la jeunesse de l'univers[1],[52],[53].

Histogram showing reddening values for GPs
GPs have lowinterstellar reddeningvalues, as shown in the histogram on the right, with nearly all GPs havingE(B-V) ≤ 0.25. The distribution shown indicates that the line-emitting regions of star-forming GPs are not highly reddened, particularly when compared to more typical star-forming or starburst galaxies.[1]This low reddening combined with very high UV luminosity is rare in galaxies in the local Universe and is more typically found in galaxies at higher redshifts.[54]

Cardamone et al. describe GPs as having a low metallicity, but that the oxygen present is highly ionized. The average GP has a metallicity of log[O/H]+12~8.69, which is solarorsub-solar, depending on which set of standard values is used.[1],[55],[56],[57],[58]Although the GPs are in general consistent with the mass-metallicity relation, they depart from it at the highest mass end and thus do not follow the trend. GPs have a range of masses, but a more uniform metallicity than the sample compared against.[59]These metallicities are common in low mass galaxies such as Peas.[1]
An example of a GP spectrum made using GANDALF.
As well as the optical images from the SDSS, measurements from theGALEXsurvey were used to determine the ultraviolet values.[60]This survey is well matched in depth and area, and 139 of the sampled 251 GPs are found in GALEX Release 4 (G.R.4).[61]For the 56 of the 80 star-forming GPs with GALEX detections, the median luminosity is ~30,000 million(~30,000 million solar luminosities).

When compiling the Cardamone paper, spectral classification was made using Gas And Absorption Line Fitting (GANDALF).[1]This sophisticated computer software was programmed by Marc Sarzi, who helped analyze the SDSS spectra.[62]

Analyse de la publication Cardamone 2009

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Les valeurs présentées dans le tableau ci-dessous sont extraites des pages 16 et 17 de la publication Cardamone et al. 2009[1],récapitulant les caractéristiques des 80 galaxies petit pois (GPP) qui y ont été analysées.

Caractéristiques galaxies petit pois Cardamone 2009
Valeur maximum Valeur minimum Valeur moyenne Objet le plus proche
de la moyenne
Distance z=0,348
(587732134315425958) 		z=0,141
(587738947196944678) 		z=0,2583 z=0,261
(587724240158589061)
Masse 1010,48M☉
(588023240745943289) 		108,55M☉
(587741392649781464) 		109,48M☉ 109,48M☉
(587724241767825591)
Taux de formation d'étoiles 59M☉/an
(587728906099687546) 		2M☉/an
(588018090541842668) 		13,02M☉/an 13M☉/an
(588011122502336742)
Luminosité
(Largeur éq.OIII) 		238,83 nm
(587738410863493299) 		1,2 nm
(587741391573287017) 		69,4 nm 67,4 nm
(588018090541842668)
Luminosité (UV) 36,1×1036W
(587733080270569500) 		1,9×1036W
(588848899919446344) 		12,36×1036W 12,3×1036W
(588018055652769997)
z:décalage vers le rouge;M☉:masse solaire;nm:nanomètre;W:Watt
(nombre à 18 chiffres):numéro de référence de l'objet dans le catalogueSDSSDR7.
Diagramme couleur-couleurr-i / g-r pour 251 GPP (croix vertes), un échantillon de galaxies normales (points rouges), et l'ensemble desquasars(points violets)

La sélection des couleurs a été obtenue par la différence de niveaux entre troisfiltres,dans les limites suivantes: u-r ≤ 2.5 (1), r-i ≤ -0.2 (2), r-z ≤ 0.5 (3), g-r ≥ r-i + 0.5 (4), u-r ≥ 2.5 (r-z) (5)[1].On peut voir cette séparation dans les spectres de couleurs sur le diagramme ci-contre. Lediagramme couleur-couleurreprésente une centaine de GPP (croix vertes), dix mille galaxies de comparaison (points rouges) et neuf mille cinq centquasarsde comparaison (points violets), situés à des valeurs de décalage vers le rouge comparables à celles des GPP. Les lignes noires représentent les frontières de séparation entre ces différents objets.

Il peut être utile de comparer une GPP à notre propre galaxie, laVoie lactée,pour se faire une idée représentative de leur taux de formation d'étoiles. Une GPP moyenne a une masse d'environ 3 200 millionsM☉(3 200 millions de masses solaires)[1].La Voie lactée est une galaxie spirale de 1 125 000 millionsM☉[63].La Voie lactée est donc environ aussi massive que 390 GPP.

On sait que la Voie lactée convertit environ 2M☉/an (2 masses solaires par an) de gaz interstellaire en étoiles[64].Une GPP moyenne en convertit environ 10M☉/an, ce qui représente 5 fois le taux de formation de la Voie lactée[1].

Un des moyens historiques d'identifier les GPP, avant l'utilisation de requêtesSQL,consistait à repérer les contradictions dans leur classement sur Skyserver[65](site web du SDSS). Sur les 251 échantillons originaux de GPP identifiés par l'un des instruments du SDSS comme ayant des spectres de galaxies, seulement 7 d'entre elles avaient été reconnues comme galaxies par un autre instrument, c'est-à-dire que 244 avaient été« oubliées »[1][66].

Deux publications de R.Amorin, J.M.Vilchez et E.Perez-Montero

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(Amorinet al.- Fig. 1)
Taux d'abondances N/O par rapport à O/H
(Amorinet al.- Fig. 2)
Taux d'abondances O/H par rapport à la masse stellaire
(Amorinet al.- Fig. 3)
Taux d'abondances N/O par rapport à la masse stellaire
(Amorinet al.- Fig. 4)
O/H vs. B-band (rest-frame) absolute magnitude
(Amorinet al.- Fig. 5)
Gas Mass Fraction v. Metallicity

En juin 2010, les auteurs R. Amorin, E. Perez-Montero et J.M. Vilchez ont publié un article dansThe Astrophysical Journalintitulé« Sur les abondances chimiques de l'oxygène et de l'azote et l'évolution des galaxies petit pois »,qui met en doute les valeurs de métallicité des GPP annoncées dans la publicationCardamoneet al.2009[1],[3].Amorinet al.ont utilisé une méthodologie différente de Cardamoneet al.pour publier des valeurs demétallicitédifférentes de plus d'un cinquième (20%) des valeurs précédentes pour les 80 GPP à« flambée d'étoiles ».Les valeurs moyennes indiquent que 12 +log(O/H) < 8,05, ce qui représente un décalage d'environ 0,65 ordre de magnitude entre les deux publications.

Pour ces 80 GPP, Amorinet al.ont utilisé une méthode directe, plutôt que la méthode à large bande utilisée par Cardamoneet al.,ils ont aussi calculé les propriétés physiques ainsi que les taux d'abondance de l'oxygèneet l'azoteionisés[67].Ces métaux« contaminent »progressivement l'hydrogèneet l'hélium,constituants majoritaires de la matière présente dans les galaxies. Ces métaux étant produits par lessupernovae,plus une galaxie est vieille et plus elle devrait contenir de métal. Comme les GPP sont relativement proches de nous, c'est-à-dire situées dans un univers« vieux »,elles devraient comporter plus de métaux que les galaxies lointaines du« jeune »univers. 


Amorin et al. find that the amount of metals, including the abundance of nitrogen, are different from normal values and that GPs are not consistent with the mass-metallicity relation, as concluded by Cardamone et al.[1][68]This analysis indicates that GPs can be considered as genuine metal-poor galaxies. They then argue that this oxygen under-abundance is due to a recent interaction-induced inflow of gas, possibly coupled with a selective metal-rich gas loss driven by Supernovae winds and that this can explain their findings.[59][69]This further suggests that GPs are likely very short-lived as the intense star formation in them would quickly enrich the gas.[3]

In May 2011, R.Amorin, J.M.Vilchez and E.Perez-Montero published a conference proceeding paper titled "Unveiling the Nature of the" Green Pea "galaxies".[21]In it they review recent scientific results and announcing a forthcoming paper on their recent observations at theGran Telescopio Canarias.[21]This paper is also a modified report of a presentation at the Joint European and National Astronomy Meeting (JENAM) 2010.[70]They conclude that GPs are a genuine population of metal-poor, luminous and very compact starburst galaxies. Amongst the data, five graphs illustrate the findings they have made. Amorin et al. use masses calculated by Izotov, rather than by Cardamone.[3][19]The metallicities that Amorin et al. use agree with Izotov's findings, or vice versa, rather than Cardamone's.[3][19]

The first graph (on the left; fig.1 in paper) plots the nitrogen/oxygen vs. oxygen/hydrogen abundance ratio. The 2D histogram of SDSS star forming galaxies is shown in logarithmic scale while the GPs are indicated by circles. This shows that GPs are metal-poor.

The second graph (on the right; fig.2 in paper) plots O/H vs. stellar mass. The 2D histogram of SDSS SFGs is shown in logarithmic scale and their best likelihood fit is shown by a black solid line. The subset of 62 GPs are indicated by circles and their best linear fit is shown by a dashed line. For comparison we also show the quadratic fit presented in Amorinet al.2010 for the full sample of 80 GPs. SFGs at z ≥ 2 by Erb et al. are also shown by asterisks for comparison.[3][71]

The third graph (on the left; fig.3 in paper) plots N/O vs. stellar mass. Symbols as in fig.1.

The fourth graph (on the right; fig.4 in paper) plots O/H vs. B-band (rest-frame) absolute magnitude. The meaning of symbols is indicated. Distances used in computing (extinction corrected) absolute magnitudes were, in all cases, calculated using spectroscopic redshifts and the same cosmological parameters. The dashed line indicates the fit to the HII galaxies in the Luminosity-Metallicity Relationship (MZR) given by Lee et al. 2004.[72]

The fifth graph (on the left; fig.5 in paper) plots gas mass fraction vs. metallicity. Different lines correspond to closed-box models at different yields, as indicated in the legend. Open and filled circles are GPs which are above and below the fit to their MZR. Diamonds are values for the same Wolf-Rayet galaxies as in Fig. 4.[3]

Comparaison entre galaxies petit pois et galaxies compactes lumineuses

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En février 2011, Yuri Izotov, Natalia Guseva et Trinh Xuan Thuan publièrent un article intitulé:« Galaxies petit pois et consorts: galaxies à raie d'émission compacte lumineuse dans le catalogueSloan Digital Sky Survey(SDSS) »,où ils examinèrent les GPP en les comparant à un plus large échantillon de 803 galaxies compactes lumineuses (GCL)[19].Ils ont utilisé des critères de sélection différents de ceux utilisés par Cardamoneet al.,à savoir[19]:


Voici leurs conclusions résumées:

  1. Les galaxies sélectionnées ont des valeurs de décalage vers le rouge comprise entre z = 0,02 et z = 0,63, supérieures d'un facteur 2 comparées à celles des GPP.


  1. The selected galaxies have redshifts between 0.02 and 0.63, a range equal or greater than a factor of 2 when compared to the GPs. They find the properties of LCGs and GPs are similar to Blue Compact Dwarf galaxies. Explaining how the colours of emission-line galaxies change with distance using SDSS, they conclude that GPs are just subsamples within a narrow redshift range of their larger LCG sample.[19]
  2. Although there were no upper limits on the Hydrogen beta luminosities, it was found that there was a 'self-regulating' mechanism which bound the LCGs to a limit of ~3x10^42Ergss^-1.[19]
  3. In the [OIII] wavelength 500.7 nm ratio to hydrogen beta vs. [NII] wavelength 658.3 nm ratio to hydrogen Alpha, LCGs occupy the region, in the diagnostic diagram, of star-forming galaxies with the highest excitation. However, someactive galactic nucleialso lie in this region in the diagnostic diagram.[19]
  4. The oxygen abundances 12 + log O/H in LCGs are in the range 7.6-8.4 with a median value of ~8.11, confirming Amorin et al.'s analysis of a subset of GPs.[3][19]This range of oxygen abundances is typical of nearby lower-luminosity Blue Compact Dwarfs. These results show that the original Cardamone et al. median oxygen abundance of 12 + log O/H = ~8.7 is overestimated, as a different,Empirical evidencemethod was originally used, rather than the direct method by Amorin et al. and Izotov et al.[1]There is no dependence of oxygen abundance on redshift.
  5. In the luminosity-metallicity diagram (fig. 8 in paper), LCGs are shifted by ~2 magnitudes brighter when compared to nearby emission-line galaxies. LCGs form a common luminosity-metallicity relation, as for the most actively star-forming galaxies. Some LCGs have oxygen abundances and luminosities similar to Lyman-break galaxies (LBGs), despite much lower redshifts, thus enabling the study of LBGs through LCGs.[19]

Notes et références

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