Dévoiler la naissance des premères galaxies massives avec le Télescope Spatial James Webb

Au cours des dernières décennies, les observations multi-longueurs d'onde ont considérablement enrichi notre compréhension de l'évolution des galaxies. En particulier, les capacités combinées du télescope spatial Spitzer et du réseau millimétrique et submillimétrique ALMA ont révélé une population de galaxies extrêmement faibles en émission du repos-UV à l'optique, en raison d'une forte obscuration par la poussière. Indétectables, même dans les images les plus profondes du télescope Hubble, ces galaxies contribuent pourtant de manière significative à la densité de formation d'étoiles à z > 3, dépassant celle des galaxies Lyman Break massives d'un ordre de grandeur. Elles apparaissent ainsi comme les meilleures candidates au rôle d'ancêtres des premières galaxies quiescentes (QGs), selon un scénario où la transition vers la passivité s'accompagne d'une transformation morphologique. Celle-ci surviendrait durant une phase de forte obscuration, uniquement accessible dans le proche-infrarouge (NIR). Toutefois, la faible résolution angulaire de Spitzer dans cette gamme n'a jusqu'ici pas permis de tester ce scénario.Dans cette thèse, j'ai utilisé les capacités inédites d'imagerie NIR profonde et haute résolution du télescope James Webb pour étudier, pour la première fois, les propriétés résolues spatialement de grands échantillons de galaxies très obscurcies par la poussière à travers le temps cosmique, afin de mettre en lumière le rôle fondamental de la formation stellaire enfouie dans l'évolution morphologique des galaxies.Dans le premier projet, j'ai constitué dans le champ CEERS un échantillon complet en masse de 188 galaxies avec log(M/M⋆) > 9.6 à z = 3-4, incluant des galaxies bleues à formation d'étoiles (BlueSFGs), rouges et très obscurcies (RedSFGs), ainsi que des galaxies quiescentes. J'ai comparé leurs profils radiaux en masse stellaire, SFR et atténuation (Av), et montré que les RedSFGs et QGs partagent des densités stellaires similaires, tandis que les RedSFGs présentent une concentration centrale en poussière bien plus marquée que les BlueSFGs, quel que soit leur masse. Les RedSFGs devenant dominantes à haute masse (log(M/M⋆) > 10.4), tout comme les QGs dans l'Univers local, ces résultats indiquent qu'il existe un lien évolutif entre BlueSFGs, RedSFGs et QGs, où la phase RedSFG incarne l'ultime contraction de la région de formation stellaire précédant l'arrêt de l'activité. Ce travail suggère que la bimodalité locale entre BlueSFGs étendues et QGs compactes trouve son origine dans une bimodalité plus ancienne, entre BlueSFGs et RedSFGs, que je désigne comme « bimodalité primitive ».Dans le second projet, j'ai étudié la formation stellaire obscurcie à travers le temps cosmique en exploitant le relevé PRIMER, environ quatre fois plus étendu, pour constituer des échantillons complets en masse de z = 1 à 5. Bien qu'encore en cours, cette étude révèle déjà deux régimes distincts de formation stellaire pour les galaxies poussiéreuses, suggérant l'universalité d'un mécanisme d'arrêt de la formation d'étoiles, le « quenching ». L'entrée dans ce second régime est corrélée à la masse stellaire totale, mais, à masse fixée, la compacité des composantes stellaires et poussiéreuses en sont les moteurs principaux. J'ai montré que les galaxies les plus massives et compactes à bas redshift étaient déjà entrées dans ce régime très tôt dans l'histoire de l'Univers, et ce à des masses stellaires plus faibles, suggérant que le mécanisme sous-jacent pourrait dépendre des conditions initiales dans lesquelles les galaxies se forment. Les galaxies peuvent rester dans ce régime de formation d'étoile pendant des périodes prolongées, mais ont tendance à évoluer pour devenir passives.