Understanding the evolution of galaxies with the James Webb Space Telescope

Comprendre l'évolution des galaxies avec le télescope spatial James Webb Depuis des décennies, les observations montrent que les galaxies à formation d'étoiles (SFGs) voient leur taille augmenter au cours de leur assemblage de masse et doivent traverser une phase de compaction pour évoluer en galaxies quiescentes (QGs). Cependant, les mécanismes à l'origine de cette évolution structurale restent inconnus, en partie à cause du manque de contraintes sur la distribution de la formation d'étoiles des galaxies. Depuis 2022, le JWST, avec sa couverture spectrale étendue (0.6 − 21 µm), sa résolution angulaire et sa sensibilité exceptionnelles, permet d'étudier à la fois la structure stellaire et la structure de la formation d'étoiles dans les galaxies à grand décalage vers le rouge.L'objectif de cette thèse est d'analyser la morphologie des composantes de formation d'étoiles des SFGs et de la comparer à celle des composantes stellaires, afin de percer les mécanismes qui guident leur évolution structurale. Les données utilisées proviennent du programme JWST PRIMER, couvrant les champs COSMOS et UDS. J'ai exploité les observations MIRI à 18 µm pour mesurer la morphologie des régions de formation d'étoiles dans les SFGs à 0 < z < 2.5 et M∗ ≳ 10⁹⋅⁵ M⊙. Pour les composantes stellaires, la première partie de la thèse s'appuie sur les morphologies optiques au repos issues du relevé CANDELS du HST, en raison de la stratégie d'observation en deux époques de PRIMER, où NIRCam et MIRI observent simultanément mais pas la même zone du ciel au cours de la même époque. Pour obtenir des paramètres structuraux moins affectés par l'atténuation par la poussière, j'ai alors appliqué des corrections de gradient de couleur radial à ces mesures HST. Dans la seconde partie, j'ai utilisé les paramètres structuraux mesurés directement sur les images NIRCam pour caractériser la morphologie intrinsèque des composantes stellaires. Ces deux ensembles de paramètres stellaires s'avèrent néanmoins cohérents.Mes résultats montrent que, pour la majorité des SFGs (70%), les composantes stellaires et les zones de formation d'étoiles sont des disques étendus (indice de Sérsic, n_MIR ∼ 0.7 et n_optical ∼ 1, distribution plate des rapports d'axes; galaxies appelées EE) bien alignés et de taille comparable. Comme pour les composantes stellaires, les régions de formation d'étoiles suivent une relation masse - taille. J'identifie également une seconde population de galaxies sous la relation masse - taille MIR, avec des composantes compactes de formation d'étoiles dans des composantes stellaires étendues. Ces galaxies sont rares (15% ; galaxies EC) mais deviennent plus dominantes à masses élevées (∼30% pour M∗ > 3×10¹⁰ M⊙ ). Leurs composantes de formation d'étoiles sont compactes, concentrées (n_MIR > 1), et légèrement sphéroïdales (b/a > 0.5), suggérant que cette phase de compaction peut construire des bulbes stellaires denses in situ. Enfin, une troisième catégorie (15%; CC) présente à la fois des composantes stellaires et de formation d'étoiles compactes, avec des cœurs stellaires denses (n_optical ∼ 1.5, b/a ∼ 0.8) comparables à ceux des QGs. À partir des indices de Gini et M₂₀ , je montre que les galaxies CC ont probablement subi une compaction plus intense, associée à des fusions majeures, et liée potentiellement à la chute de leurs activités de formation d'étoiles. Les galaxies EC semblent elles subir une phase de compaction moins intense, probablement liée à des instabilités du disque et des fusions mineures, laissant ces galaxies sur la séquence principale.Dans l'ensemble, cette thèse indique que l'évolution structurelle des composantes stellaires des SFGs est principalement portée par une croissance séculaire de l'intérieur vers l'extérieur, ponctuée par des phases de compaction - liées à des fusions ou à des processus dynamiques internes - qui peuvent conduire à la formation de bulbes stellaires semblables à ceux des galaxies quiescentes.