La galaxie spirale barrée NGC 5430 est particulière en ce sens qu’elle présente un noeud Wolf-Rayet très lumineux et des bras asymétriques. Des spectres longue-fente le long de la barre et dans le bras déformé ainsi que des données SpIOMM couvrant l’ensemble de la galaxie ont été analysées. L’absorption stellaire sous-jacente a été soustraite des spectres longue-fente à l’aide d’un ajustement de modèles théoriques de populations stellaires fait avec le programme GANDALF. L’absorption a un impact très important sur le calcul de l’extinction ainsi que sur les différents diagnostics propres aux régions HII et aux populations stellaires jeunes. Enfin, cette étude montre que NGC 5430 comporte une composante gazeuse ionisée diffuse sur toute son étendue et qu’il est important d’en tenir compte afin d’appliquer correctement les diagnostics. Un des scénarios évolutifs proposés au terme de cette étude est que le noeud Wolf-Rayet constitue le restant d’une petite galaxie ou d’un nuage intergalactique qui serait entré en collision avec NGC 5430. Une structure englobant le noeud Wolf-Rayet se déplace à une vitesse considérablement inférieure (50 - 70 km s-1) à celle attendue à une telle distance du centre de la galaxie (200 - 220 km s-1). De plus, le noeud Wolf-Rayet semble très massif puisque l’intensité maximale du continu stellaire de cette région est semblable à celle du noyau et est de loin supérieure à celle de l’autre côté de la barre. Le nombre d’étoiles Wolf-Rayet (2150) est aussi considérable. Il n’est toutefois pas exclu que la différence de vitesses observée témoigne d’un écoulement de gaz le long de la barre, qui alimenterait la formation stellaire du noeud Wolf-Rayet ou du noyau. / The barred spiral galaxy NGC 5430 is unique in that it presents a very bright Wolf-Rayet node and asymmetric arms. Long-slit spectra along the bar and in the irregular arm as well as SpIOMM data covering the entire galaxy were analyzed. The underlying absorption was subtracted from the long-slit spectra using the program GANDALF that combines several models of stellar populations. The analysis revealed that the absorption has a very significant impact on the calculation of extinction and on the different diagnosis used to study HII regions and young stellar populations. Finally, this work shows that NGC 5430 has a diffuse ionized gas component superposed over its disk and that it is important to take it into account in order to apply the appropriate diagnosis. A proposed evolutionary scenario is that the Wolf-Rayet node harbors the remains of a small galaxy or an intergalactic cloud that would have collided with NGC 5430. A structure encompassing the Wolf-Rayet node moves at a considerably lower velocity (50 - 70 km s-1) than expected at such a distance from the center of the galaxy (200 - 220 km s-1). Furthermore, the Wolf-Rayet node seems very massive since the maximum intensity of the stellar continuum in this region is similar to that of the nucleus and is far superior to that of an equidistant region on the other side of the bar. The number of Wolf-Rayet stars in the knot also seems very large (2150). It is however not excluded that the observed difference in velocity testifies of a gas flow along the bar, which would nourish star formation at the Wolf-Rayet node or at the galaxy center. v

Afin d’étudier l’historique de formation stellaire et d’enrichissement chimique des galaxies spirales barrées, j’ai simulé l’évolution de 27 galaxies spirales, barrées et non barrées, de diverses masses stellaires et fractions de gaz. Alors que les galaxies non barrées présentent une évolution lente et continue sur les deux milliards d’années que durent nos simulations, les galaxies barrées ont une évolution bien plus explosive, et ce particulièrement pour les galaxies les plus massives. Dans un premier temps, je montre que la présence de la barre entraine un flot important de gaz des régions périphériques vers le centre de la galaxie barrée, causant un sursaut de formation stellaire et une croissance importante de l’abondance chimique centrale, et que l’amplitude et la vitesse à laquelle ce sursaut arrive augmentent avec la masse de la galaxie. Cet épisode de sursaut stellaire entraine alors une diminution importante de la masse de gaz, entrainant à son tour une décroissance de la formation stellaire et une stagnation de l’enrichissement chimique pour le reste de l’évolution de la galaxie. Dans un deuxième temps, je montre qu’à cause de la dynamique en deux périodes très différentes des galaxies barrées, deux galaxies de masse très semblable peuvent avoir des taux de formation stellaire et des métallicités complètement différentes en fonction de leur stade évolutif, stade qu’on ne peut déterminer aisément. Cette difficulté est tout aussi importante lorsqu’on compare le coeur des galaxies barrées et non barrées entre elles, étant donné que des coeurs comparables sont situés dans les galaxies très différentes, et que des galaxies semblables ont des coeurs très différents. / We performed a series of 27 gasdynamical simulations of disc galaxies, barred and unbarred, with various masses and gas fractions, in order to study the star formation history and metallicity enrichment in these galaxies. Unbarred galaxies evolve very smoothly, with a star formation rate that varies by at most a factor of three over a period of 2 Gyr and a continuous increase in their metallicity. The evolution of barred galaxies is much more dramatic, especially at high masses. The bar drives a substantial amount of gas in the central region, producing a starburst and rapidly increasing the chemical abundance. Most of the gas is then converted into stars, and gas exhaustion leads to a rapid drop of star formation after the starburst. The consequence is that observational properties of barred galaxies, such as the central stellar mass, chemical abundance or star formation rate, do not vary monotonically with time. Barred galaxies that have a same central stellar mass can have very different total masses, and be at very different stages of their respective evolution, This makes observational comparisons between barred and unbarred galaxies difficult, if galaxies are selected using only one observable.

Dans le cadre de mon projet de maîtrise, je me suis intéressée à la galaxie spirale NGC 5430 dans le but de mieux comprendre le rôle des barres sur l'évolution galactique. Pour ce faire, j'ai caractérisé les régions de formation d'étoiles jeunes (entre deux et quatorze millions d'années), communément appelées régions HII, à l'aide de données obtenues avec le nouvel instrument SpIOMM et un spectrographe conventionnel à l'Observatoire du Mont-Mégantic. Ainsi, j'ai réalisé l'étude de NGC 5430 au moyen de cartes de l'émission nébulaire, de courbes de rotation et de diagrammes diagnostiques permettant d'estimer la métallicité des régions HII ainsi que l'âge des populations d'étoiles jeunes qu'elles contiennent. J'ai, entre autres, déterminé que les régions HII situées dans la barre de cette galaxie voyageaient plus lentement et possédaient en moyenne des populations stellaires plus jeunes que les régions se trouvant dans les bras spiraux. J'ai également observé que deux vagues de formation stellaire distinctes ont eu lieu à la grandeur de la barre et des bras. De plus, aucun gradient de métallicité et d'âge en fonction du rayon de la galaxie n'a été mesuré, ce qui serait en accord avec la théorie suggérant que la barre constitue un mécanisme de mélange du gaz. Enfin, en comparant les résultats tirés de mes données à ceux présentés dans la littérature pour ce même objet, il m'a été possible de démontrer l'efficacité de SpIOMM

Les observations suggèrent que la barre est une structure très présente parmi les galaxies spirales, se retrouvant dans près de la moitié des galaxies spirales de l’Univers proche. La présence d’une barre a un impact important sur l’évolution séculaire de la galaxie hôte, puisque cette dernière modifie la distribution spatiale de la matière et crée un flot de gaz vers le centre de la galaxie, provoquant ainsi une rétroaction positive sur la formation stellaire centrale de la galaxie. Une autre structure très présente dans les galaxies est un noyau actif (NAG), soit un trou noir supermassif dans le centre qui interagit avec la matière autour de celui-ci, et la rétroaction de cette interaction forme une région très brillante dans le centre de la galaxie. La rétroaction du NAG réchauffera le gaz environnant par radiation, et pourra aussi appliquer une poussée cinétique sur celui-ci, le poussant vers l’extérieur du centre de la galaxie. Cependant, l’effet de la rétroaction du NAG sur l’évolution de la galaxie et de sa formation stellaire centrale est encore un sujet mal compris, et on ne sait toujours pas si l’effet de cette rétroaction sur la formation stellaire est positif ou négatif. Dans le cadre de ce travail, j’ai effectué un total de 12 simulations de galaxies spirales de masse égale, dont 10 sont barrées. Le but est de vérifier quel est l’effet du NAG en faisant varier la rétroaction du trou noir, la quantité de gaz disponible et l’impact de la barre sur la formation stellaire centrale et globale de la galaxie. Les résultats de mes simulations montrent que la présence d’un NAG aurait un effet plutôt positif sur la formation stellaire lorsqu’il s’agit d’une galaxie spirale barrée, et principalement lorsque la galaxie est encore à un jeune stade de son évolution. Dans le cas d’une galaxie spirale non barrée, l’effet serait au contraire négatif en son centre et négligeable globalement. / Observations suggest that the bar is a very common structure among spiral galaxies, finding itself in near half of the spiral galaxies of the nearby Universe. The presence of a bar has an important impact on the secular evolution of the host galaxy because the latter modifies the spatial distribution of the material and creates a stream of gas toward the center of the galaxy, causing a positive feedback on the central star formation in the galaxy. Another very common structure in galaxies is an active galactic nucleus (AGN), a supermassive black hole in the center of the galaxy, which interacts with matter around it and the feedback from this interaction forms a very bright region in the center of the galaxy. Feedback from the AGN will warm up the surrounding gas by radiation and it can also apply a kinetic kick on it, pushing it outward from the center of the galaxy. However, the effect from the AGN on the evolution of the galaxy and its central star formation is still a misunderstood subject and we still do not know if the effect of the feedback on stellar formation is positive or negative. As part of this work, I made a total of 12 simulations of spiral galaxies of equal mass, which 10 of them were barred. The aim is to verify what is the effect of AGN by varying strength, available gas fraction, and the impact of the bar on the central and global star formation rate in the galaxy. The results of my simulations show that the presence of AGN would have a rather positive effect on star formation in barred spiral galaxy, and especially when the galaxy is still at an early stage of its evolution. However, in the case of a non-barred spiral galaxy, the effect would be opposite, negative in the center and generally negligible.

Les données détaillées obtenues grâce au spectro-imageur OASIS de la région centrale de 7 galaxies spirales barrées : NGC 2718, NGC 4385, NGC 4900, NGC 5430, NGC 5921, NGC 7177 et NGC 7798, montrent une combinaison de raies d'émission nébulaire et de raies d'absorption stellaire ainsi que des structures morphologiques intéressantes (anneau, barre et/ou spirale nucléaire). Cette mixture de raies d'émission produites par des étoiles chaudes et de raies d'absorption associées à des étoiles froides propose la présence de plus d'une population dans chaque lentille observée. Pour séparer ces deux populations, j'ai développé une technique itérative fondée sur les statistiques bayésiennes. Cette technique me permet de trouver les populations les plus probables pour reproduire les indicateurs mesurés dans les spectres (Hα; et Hβ en émission pour les étoiles jeunes et la bande de Mg₂, Fel[lambda]5270 et 5335 ainsi que Hβ en absorption pour l'absorption stellaire directement) en les comparant aux résultats de codes de synthèse spectrale évolutive. La technique itérative me donne aussi des estimés de l'abondance d'oxygène du gaz nébulaire, de la métallicité stellaire, du taux de formation stellaire ainsi que de la masse de chacune des populations. De plus, les raies du milieu nébulaire me permettent de caractériser l'émission de chaque lentille et de mesurer l'extinction E(B-V) qui y est présente. À partir de ces informations, j'arrive à formuler des scénarios quant à l'histoire de la formation stellaire à l'intérieur de la région centrale des galaxies. Toutes les galaxies de l'échantillon montrent une succession d'épisodes de formation stellaire avec l'absence d'une progression constante de la métallicité dans les populations. Je propose donc que l'ensemble des galaxies de mon échantillon ait connu à divers moments des écoulements de gaz le long de la barre vers la région centrale. Ces écoulements de gaz seraient à l'origine des épisodes de formation stellaire observés et de l'activité nucléaire dans certain cas.