Exemple d'utilisation scientifique de l'OV: Histoire des populations stellaires (Ph. Prugniel, mai 2004)

L'objectif est de contraindre l'histoire d'une population stellaire en utilisant des spectres integres le long de la ligne de visee et des modeles de population stellaire. La faisabilite de ce probleme a ete demontre plusieurs fois au cours des dernieres annees (eg. Prugniel et al. 2002; Lancon et al. 2005)

La population stellaire peut etre composee d'une ou de plusieurs composantes (par exemple un bulbe et un disque) caracterisees chacune par une histoire de la formation stellaire et de l'enrichissement en metal et par une cinematique interne (LOSVD, line of sight velocity distribution).

Pour une population donnee (c'est a dire pour une ligne de visee) on peut disposer de plusieurs spectres, dans des regions de longueurs d'ondes differentes et a des resolutions spectrales differentes (une SED dans le sens VO du terme).

Donnees et outils disponibles

Il est possible d'assembler un echantillon de spectres a des resolutions entre R=1000 et R=6000 dans les domaines optiques et infrarouge ainsi que des spectres UV (Galex).

L'outil de syntese de spectre a utiliser est PEGASE.HR (Le Borgne et al. 2004),qui est le plus performant disponible et qui permet de generer des spectres de populations syntetiques de l'UV a l'IR.

Les algorithmes necessaires pour l'ajustement de la resolution existent (C, IDL). Les outils pour l'inversion d'un spectre existent (il peuvent etre etendus pour ajuster simultanement plusieurs spectres).

Etapes generales

Ajuster la resolution des spectres synthetiques a celle des observations (la resolution d'un spectre varie avec la longueur d'onde; elle n'est pas gaussienne mais peut etre representer par des polynomes de Gauss-Hermite).

Choisir les parametres physiques de la population stellaire (IMF, tracers evolutifs ...). Choisir le scenario evolutif (population simple, deux episodes, modele bulbe-disque...).

Generer une grille de modeles et ajuster le spectre.

Offrir la possibilite supplementaire de tester l'unicite (ou la degenerescence)de la solution par des simulations.

Difficultes (pour le VO)

La description des spectres est tres exigeante:

• Il faut savoir decrire le type de calibration en flux (flux physique au dessus de l'atmosphere, flux normalise au pseudo-continu, corrige de l'extinction Galactique, ...)
• Il faut savoir decrire precisement la resolution spectrale: La largeur a mi-hauteur gaussienne et les termes h3 et h4 varient avec la longueur d'onde.

Il faut creer plusieurs services (generation de spectres synthetiques, adaptation de la resolution et inversion, ...).

Travail a faire

• Identifier qui, hormis l'equipe MIGALE qui est porteuse du projet, est interesse par ce probleme

• Taches identifiees
  • Le package PEGASE.HR devrait etre integre comme WS et inscrit dans un registery (La version anterieure PEGASE.2 a ete integre en WS par astro-grid pour la science demo 2005 de AVO).
  • Les algorithmes necessaires pour l'ajustement de la resolution existent (C, IDL). Il faut les integrer dans un service VO.
  • Les outils pour l'inversion d'un spectre existent (il peuvent etre etendus pour ajuster simultanement plusieurs spectres). Il faut les integrer dans un service VO.
  • Le travail a faire sur les algorithmes et mise au point de la methode representent environ un an fte (peut etre 18 mois). Le travail d'integration dans le VO requiert 4 a 6 mois fte (en incluant le travail sur la description des spectres).

• Passer en revue et corriger la liste des taches a realiser, repartir le travail et faire un plan de developpement.

Limitations et perspectives

Il est en pratique difficile d'avoir la meme LOS pour les differents spectres (la resolution spatiale des differents instruments est differente). On ne tient pas compte de ca ici.

Cette methode est tres sensible a la lumiere diffusee dans le spectrographe

(qui peut etre plus ou moins bien corrigee); on n'envisage pas pour l'instant de decrire l'erreur sur la lumiere diffusee.

Peut-etre serait-il raisonnable d'implementer dans un premier temps l'analyse d'un seul spectre (car les outils existent), et etendre la methode ensuite.

Il faut developper des outils pour tester l'unicite d'une solution (un autre service?)

Il faudrait un outil pour determiner la resolution spectrale d'un spectre (en utilisant un spectre d'etoile standard).