Je m'intéresse à deux domaines de l'astronomie en particulier.

I. Formation et évolution des galaxies:

Les deux scénarios de formation et évolution de galaxies qui sont le plus populaires sont: le collapse monolithique et le scénario hierarchique. La version classique du collapse monolithique est que les galaxies sont formées très tôt, par rapport à l'histoire de notre Univers, via le collapse de larges nuages de gaz. Par contre, sous le scénario hiérarchique, les galaxies sont formées par l'assemblée hiérarchique de plus petite portions, et ce tout au long de l'histoire de l'Univers. Ce dernier scénario est généralement favorisé due au succès du modèle cosmologique λCDM. Les détails ne sont toujours pas complètement compris et le débat continu.

Je mesure l'abondance de métaux dans les populations stellaires non-resolues (galaxies ou autre). Avec l'aide de cette information, j'aide à constraindre les différents models de formation de galaxies. Mon recherche comprend quatre aspects:
1) J'étudie les amas globulaires d'étoiles qui orbitent autour de galaxies elliptiques géantes. Puisque les amas globulaires sont généralements très vieux, ils maintiennent l'information sur la formation des toutes premières étoiles, au tout début de l'histoire de notre Univers.
2) J'étudie la composition chimique des étoiles qui composent les galaxies à grandes distances de leur centre. Les prédictions théoriques loin du centre des galaxies diffèrent grandement et peu ont exploré ces endroits difficiles à observer.
4) J'étudies la cinématique (ou le mouvement) des étoiles, amas globuleux, régions Hii et nébuleuses planétaires autour de galaxies afin de retracer l'assemblement des galaxies.
5) J'utilise les données du projet GAMA pour étudier l'enrichement en métaux au cours de l'histoire de l'univers.

Ci-dessus: Image de la galaxie elliptique NGC 4494 prise avec la caméra Suprime-Cam sur le télescope Subaru. D'autres galaxies, étoiles dans la Voie Lactée et beaucoup d'amas globuleux ressemblant a des petits points de lumière sont aussi visible (Crédit: L. Spitler).

II. Vides cosmologiques:

Au cours des années 1970 et 1980, les astronomes ont utilisé le redshift (ou déplacement vers le rouge) des galaxies mesuré à l'aide de la spectroscopie pour cartographier l'Univers visible en trois dimensions pour la toute première fois. À leur grande surprise, ils ont découvert qu'au lieu d'être éparpillées au hazard, les galaxies étaient regroupées dans des structures immenses appelées "structures  à grandes échelles" tels que des amas, groupes et filaments de galaxies qui entourent d'immense vides cosmologiques. Les vides cosmologiques, comme leur nom le suggère, sont d'immense régions presque vides de toute matière lumineuse (i.e., galaxies).

Nous avons créé un algorithme qui identifie et quantifie les propriétés des vides cosmologiques (Voir Foster & Nelson 2009). Plusieurs algorithmes semblables existent dans la litérature mais aucune définition ou convention de ce qu'est un vide cosmologique n'existe. Le  Aspen-Amsterdam void finder comparison project (Colberg et al. 2008) compare et contraste les résultats de ces différents algorithmes dans la même base de données. Notre algorithme a été utilisé pour identifier et quantifier les vides cosmologiques dans SDSS et dans le catalogue simulé de Croton et al. (2006).  Le site de ce projet peut être trouvé ici.


Ci-dessus: Une tranche de notre Univers tel que révélé par le SDSS. Nous sommes situés au centre et chaque point représente la position d'une galaxie dans l'Univers. Les galaxies ne sont pas distribuées aléatoirement mais tendent à se regrouper, laissant de grands vides appelés vides cosmologiques (Crédit: M. Blanton et le Sloan Digital Sky Survey).

Bibliographie:
Colberg et al. 2008, MNRAS, 387, 933
Croton et al., 2006, MNRAS, 365, 11
Foster & Nelson, 2009, ApJ, 699, 1252