ienna_florence.pdf

1UNIVERSIT TOULOUSE III - PAUL SABATIERU.F.R. PHYSIQUE CHIMIE AUTOMATIQUE

ECOLE DOCTORALE SDU2E

THSE

pour obtenir le grade de

DOCTEUR DE LUNIVERSIT TOULOUSE III (SCIENCES)

Discipline : Astrophysique - Physique des galaxies

par

FLORENCE IENNA

Evolution des proprits globales desgalaxies dans le Canada-France-Hawaii

Telescope Legacy Survey.

Soutenue le 9 novembre 2007 devant le jury :

Alain Blanchard ............................... Prsident

Micol Bolzonella ......................... Examinatrice

Genevive Soucail ..................... Examinatrice

David Elbaz .................................. Rapporteur

Marc Balcells ................................ Rapporteur

Roser Pell .................. Directrice de Thse

LABORATOIRE DASTROPHYSIQUE DE TOULOUSE ET DE TARBES - UMR5572

OBSERVATOIRE MIDI-PYRNES

14 AVENUE EDOUARD BELIN

31400 TOULOUSE - FRANCE

2Remerciements

Je tiens tout dabord remercier Roser Pell de mavoir propos ce sujetde thse, pour ses qualits humaines, sa gentillesse et la franchise dont elle afait preuve quelques soient les circonstances. Ses conseils mont sans aucundoute, aid prendre des dcisions importantes. Je reste admirative de sapassion pour le mtier de chercheur et de la foultitude dides nouvelles quellepeut avoir et qui en sont le fruit. Je la remercie par ailleurs de mavoir laissfaire mes expriences dans le domaine de la vulgarisation scientifique.

Je remercie les quipes du CFHTLS et de Terapix, grce auxquelles jai dis-pos de donnes nombreuses et dexcellente qualit. Un grand merci JohanRichard qui ma aid maintes fois sur des aspects techniques, notemment autout dbut de ma thse, lorsque jen avais le plus besoin. Je remercie aussiFabrice Lamareille qui a partag avec moi ses ides et ses questionnementssur les thories actuelles. Jai tout particulirement apprci sa compagniedans le bureau 153, ainsi que celle de Denis, mon co-quipier organisateur dela journe des thses.

Le Laboratoire dAstrophysique de Toulouse-Tarbes dans lequel jai passun peu plus de trois ans ma accueilli chaleureusement. Il y rgne une trsbonne ambiance de travail et je me suis vite sentie laise avec le personnelet les quipes de chercheurs. Jai pu mimpliquer dans la vie du laboratoire etgalement de lObservatoire, pour en dcouvrir les rouages, ce qui a t uneexprience trs enrichissante. Je remercie en particulier Sylvie Roques, direc-trice du laboratoire, pour son coute et pour nous avoir accorde sa confiance.Je remercie Marie-Claude Cathala de lcole doctorale SDU2E qui est toujoursdisponible et lcoute, et je pense galement toute lquipe administra-tive du laboratoire qui est trs efficace et qui ma souvent aid dans mes d-marches.

Jai t particulirement touch par la formation des Doctoriales et je fli-cite tous les organisateurs pour leur travail. Cette semaine de formation horsdu commun, ma donn quelques cls pour avoir confiance en moi et en lave-nir.

Je salut tous ceux avec qui jai partag ces annes au laboratoire, et en par-ticulier les pauses djeuners et les pauses cafs qui se sont souvent transfor-mes en joyeux squat de la caftria. Les thsards du CESR : Nicolas, Yannis,Christophe (qui ma appris dlguer), Phillipe, Matthieu et Patricia, Gilles,William, Martin et Nadge. Les thsards du LATT : Johan, Fabrice, Marion etRuben (et Ingrid), Denis qui ma support dans son bureau ainsi que Luis,Matthieu et les signaleux. Je ne peux oublier tous ceux qui mont cout, sou-tenu et avec qui jai partag tous ces moments de douces folies : Mathilde etMarie-Emilie, Guillaume, Fabrice, Cindy, Julie. Une pense pour Damien etPierre, pour leur amiti et la confiance quils mont accord dans la grandeaventure associative.

Je remercie mes parents qui mont toujours encourag et suivi dans mesdcisions. Je noublie pas ma chre complice Magali qui sait me remettre lesides en place quand il le faut et qui a toujours t de bon conseil.

Pour finir, je ne peux pas manquer de remercier toutes les personnes dumonde des musiques et danses traditionnelles avec qui jai pass presque toutmon temps libre et qui mont fait vivre des moments inoubliables. Je salut

3la rgion toulousaine pour son soutient toutes ces associations qui montpermis de dcouvrir la grande richesse culturelle des socits dautrefois. Unepense pour Yvon Guilcher ainsi que les frres Champion.

Table des matires

1 Introduction gnrale 14

I Introduction : problmatique scientifique 17

2 Le contexte cosmologique 192.1 Le modle standard de concordance. . . . . . . . . . . . . . . . . . 192.2 Formation hirarchique des structures . . . . . . . . . . . . . . . . 212.3 Effet de lenvironnement sur les galaxies . . . . . . . . . . . . . . . 232.4 Les modlisations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

3 Les grands relevs spectro-photomtriques 283.1 Les relevs photomtriques profonds . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

3.1.1 Le Hubble Deep Field . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 303.1.2 Le Great Observatories Origins Deep Survey . . . . . . . . . 303.1.3 Le Hubble Ultra Deep Field . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

3.2 Les relevs spectroscopiques grand champ de vue . . . . . . . . 313.2.1 Le 2dFGRS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 313.2.2 LE SDSS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

3.3 Le VVDS : un relev spectroscopique de nouvelle gnration . . . 33

II Les donnes 36

4 Le CFHT Legacy Survey 384.1 Le Very Wide survey : CFHTLS-VW . . . . . . . . . . . . . . . . . . 384.2 Le Wide survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 394.3 Le Deep Survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

III Mesure des redshifts photomtriques et autres carac-tristiques des galaxies dans le CFHTLSD 46

5 Brve histoire des redshifts photomtriques 485.1 Les premires tentatives . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 485.2 Diagrammes couleur-couleur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 485.3 Rgression linaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 495.4 La mthode de lajustement des SED aux modles ou template

fitting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 515.5 Mthode Baysienne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

4

TABLE DES MATIRES 5

6 Le code Hyperz 536.1 Le code Hyperz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 536.2 Les spectres de rfrence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 546.3 La fonction de masse initiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 556.4 Le taux de formation stellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 566.5 Metallicit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 566.6 Fort de Lyman . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 586.7 Rougissement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

7 Adaptation du code pour ltude du CFHTLSD 637.1 Paramtres globaux dentre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 637.2 Correction du seeing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 647.3 Transmissions des filtres . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 667.4 Probabilit intgre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 677.5 Ajustement des magnitudes et types photomtriques dans le r-

frentiel propre des objets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 677.6 Qualit des redshifts photomtriques du CFHTLS-Deep . . . . . . 71

IV Evolution des relations couleur-magnitude-densit desgalaxies jusqu z~1.2 80

8 Slection de lchantillon tudier 828.1 Slection des galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 828.2 Limite en redshift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 848.3 Compltude . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87

9 Evolution de la distribution en couleur des galaxies 929.1 Distribution en couleur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 929.2 Population bleue : densite de luminosite 3500 . . . . . . . . . . 979.3 Population rouge : comparaison avec des modles dvolution

passive . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1019.4 Dfinition dun indicateur de densit locale . . . . . . . . . . . . . 1019.5 Distribution en couleur en fonction de la densit . . . . . . . . . . 103

10 Proprits des galaxies et masse stellaire 11410.1Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11410.2Calcul des masses stellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11510.3Masses stellaires et photomtrie dans le proche infra-rouge . . . . 11910.4Distribution en couleur des galaxies en fonction de la masse stel-

laire et du redshift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12310.5Influence de la densit locale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128

11 Discussion et conclusion 13211.1Aspects techniques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13211.2Implications pour la formation des galaxies et comparaison avec

les prcdentes tudes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13311.3Conclusions et perspectives . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135

TABLE DES MATIRES 6

V Annexes 146

A Dcalage spectral et proprits au repos 147A.1 Dcalage spectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147A.2 Relation distance-redshift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148A.3 Luminosit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149A.4 Couleur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150

B Systmes photomtriques 151

C Lexique des termes anglo-saxons 153

D Article li ce travail 154

Table des figures

2.1 A gauche : Messier 51 vampirisant son compagnon NGC 5195.A droite : NGC 4038/4039 : deux galaxies spirales en cours defusion. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

2.2 Quatres images instantannes de la simulation Millenium quatreresdhifts diffrents de gauche droite. z~18.3 : aprs une expan-sion initiale, les fluctuations primordiales de densit sont clai-rement reconnaissables ; z~5.7 ; z~1.4 et z~0.0. Les structuresdeviennent de plus en plus contrastes dans lUnivers. . . . . . . 26

2.3 Cette Figure illustre le caractre multi-chelle des simulations duprojet HORIZON. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

3.1 Distribution spatiale des galaxies dans lUnivers proche (z~0.2)observe avec le 2dFGRS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

4.1 Position des quatres champs du Deep et de quatre champs duWide. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

4.2 Histogramme cumul des magnitudes pour le champ D1 (pourchaque filtre). La magnitude de compltude est celle pour laquelleon a atteint la moiti de lchantillon (50%). . . . . . . . . . . . . . 43

4.3 Courbe de transmission des cinq filtres utiliss pour le CFHTLSDainsi que la rponse de la camra MegaCam. . . . . . . . . . . . . 44

5.1 Diagramme forme-couleur de Koo. En abscisse : index qui me-sure la courbure moyenne des spectres (spectres bossus gaucheet spectres creux droite). Les lignes de redshift constant de 0 1, calcules partir des spectres de Bruzual sont en trait plein.Les lignes en pointills montrent la trajectoire forme-couleur sui-vie par les diffrents types spectraux. Les toiles de la squenceprincipale sont galement reprsentes (symbole toil). . . . . . . 49

5.2 Comparaison des redshifts photomtriques Zscalculs en ajus-tant une relation quadratique pour les magnitudes UBRI, aveclchantillon spectroscopique Ze. La dispersion est de 0.047 pourdes galaxies jusqu B=22.5 (extrait de Connolly et al., 1995). . . 50

5.3 Principe de la mthode bayesienne (extrait de Benitez, 1998). Duhaut vers le bas : (a) : Fonctions de vraisemblance p(C|z,T) pour3 types spectraux. (b) : Distribution de probabilit de la priorip(z,T|m0) pour chacun des types spectraux. (c) Distributionsde probabilit p(z, T |C,m0) p(z, T |m0.p(C|z, T ). (d) : ProbabilitBaysienne finale : p(z|C,m0) = p(z,T|C,m0). Laire hachure cor-respond au niveau de confiance 90% . . . . . . . . . . . . . . . . 52

7

TABLE DES FIGURES 8

6.1 Modles de rfrence pour quatre types de galaxie (E/SO, Sbc,Scd et Im) de Coleman, Wu & Weedman (1980). Daprs le manueldHyperz. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55

6.2 Evolution des SED de diffrents types spectraux, calcule en uti-lisant les modles volutionnaires de Bruzual & Charlot (1993),avec lIMF de Miller & Scalo, une mtallicit solaire ainsi les ca-ractristiques des SFR montres en Tableau 6.1. Daprs le ma-nuel dHyperz. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

6.3 Diagramme de synthse reprsentant la procdure de fonction-nement dHyperz ainsi que sa configuration standard. . . . . . . . 60

6.4 Trois exemples dajustement pour des galaxies de redshifts spec-troscopiques allant de 0.37 0.9. A gauche : SED du meilleurajustement (trait plein) ainsi que les points des flux observspour les filtres u*grizJK avec leur barres derreur (lerreur ver-ticale correspond lerreur photomtrique, lerreur horizontalecorrespond la surface couverte par le filtre). A droite : fonctionde probabilit lie au 2pour les objets considrs, obtenue sansles filtres J et K (trait noir en pointill) et avec J et K (trait plainrouge). On donne la solution spectroscopique (trait vertical bleu). 61

6.5 Idem que pour la figure 6.4 mais pour des galaxies de redshiftsspectroscopiques z=1.28 et z=1.55. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62

7.1 Diagrammes montrant la couleur attendue en fonction du red-shift pour des modles simples utiliss dans Hyperz, reprsen-tant des galaxies E (rouge), Im (vert) et SB (bleu), pour lensembledes filtres optimiss. Ces prdictions sont compares aux ob-jets spectroscopiques de rfrence, corrigs du seeing (voir 7.6).Lespace des paramtres dvelopp par Hyperz permet de couvrirlensemble des couleurs prsentes dans ces diagrammes. . . . . 68

7.2 Transmission thorique des filtres compares aux transmissionsdonnes par le CFHT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69

7.3 Les courbes en couleur reprsentent la transmission des filtres.Les courbes noires montrent les rponses du miroir primaire,de loptique et des CCD. Les transmissions totales finales dessystmes photomtriques sont en lignes paisses. . . . . . . . . . 70

7.4 Comparaison en aveugle entre les redshifts photomtriques etspectroscopiques des champs D1 (VVDS Survey) + D3 (Groth/DeepSurvey) (3175 galaxies). Ce diagramme trace la densit dobjetsavec une chelle linaire. En plus de la ligne zphot = zspec (traitplein), nous avons inclu les lignes zphot = zspec 0.1 pour guiderloeil. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

7.5 Redshifts photomtriques pour 328 galaxies dans le champ D3,compars aux redshifts spectroscopiques du Groth/Deep Survey.Le premier diagramme (en haut droite) concerne tout lchan-tillon et les autres comparent les rsultats pour diffrents typesspectraux : E, Sbc, Scd, Im et SB, du plus rouge au plus bleu. . . 75

7.6 z (1) pour tous les types la fois et par type spectrophoto-mtrique. Le point nest pas trac quand il ny a pas assez dobjet. 76

7.7 (2). Mme lgende que pour la Figure 7.6. . . . . . . . . . . . . . 777.8 (z/(1 + z)). Mme lgende que pour la Figure 7.6. . . . . . . . . 78

TABLE DES FIGURES 9

8.1 Rayon effectif des galaxies en fonction de la magnitude dans lefiltre i. Le rayon effectif est un moyen de sparer les toiles desgalaxies pour des magnitudes infrieures 22(AB). . . . . . . . . 83

8.2 En haut : Distribution en probabilit intgre (Pint) des galaxiespour les quatres champs du CFHTLS, en trait plein pour la s-lection adopte et en trait pointill pour une slection moins exi-gente en termes de SNR. Les lignes verticales positionnent le picde la distribution. En bas : Pourcentage dobjets pour lesquelsPint 10 par intervalle de couleur dans leur rfrentiel propre,pour la slection adopte en SNR. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85

8.3 Distribution des redshifts photomtriques pour le CFHTLSD, ob-tenue pour diffrents chantillons slectionns en magnitude ob-serve dans le filtre i, de i(AB)

TABLE DES FIGURES 10

9.5 Fraction de la densit de luminosit par rapport celle des ga-laxies plus brillantes que Mu = 20 en fonction de Mr (mmelgende que pour la Figure 9.3). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100

9.6 Diffrence entre la couleur moyenne entre z et z=0, en fonction dez pour les champs du CFHTLSD (en noir) et pour deux modlesvoluant passivement : un modle sursaut bref de formation (enrouge) et un modle sursaut de formation stellaire exponentielavec = 1Gyr (en vert). Chaqun de ces deux modmes ont tcalculs pour deux redshifts de formation : z=2.5 (trait plein) etz=4 (trait pointill). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102

9.7 Distribution en 10 des galaxies des champs du CFHTLSD. Lestraits verticaux en pointills dlimitent les 5 rgimes de densitconsidrs dans ltude. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104

9.8 Distribution en couleur des galaxies en fonction de la densitlocale projete (10 en Mpc2 augmentant de la gauche vers ladroite) et de la luminosit (augmentant du haut vers le bas),pour les intervalles de redshifts 0

TABLE DES FIGURES 11

10.1Comparaison en aveugle entre les redshifts photomtriques (cal-culs avec les filtres supplmentaires J et K )et les redshifts spec-troscopiques du champ D3 (Groth survey). . . . . . . . . . . . . . . 121

10.2Comparaison en aveugle entre les redshifts photomtriques (cal-culs sans J et K) et les redshifts spectroscopiques du champ D3(Groth survey). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122

10.3Comparaison directe entre les masses calcules avec et sans laphotomtrie JK, pour le catalogue contenant les donnes infra-rouges. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

10.4Histogrammes cumuls des masses stellaires. Lchantillon com-plet est trac en trait pointill. On a trac en trait plein lchan-tillon complet en bande r et u*. Les traits verticaux reprsententles masses de compltude pour chaque cas. . . . . . . . . . . . . . 125

10.5Densit de galaxies (exprime en 103 galaxies par Mpc3) en fonc-tion de la couleur au repos (u-r). Lvolution de cette relation estreprsente en fonction du redshift et de la masse stellaire. On asuperpos la distribution de galaxies de lintervalle 0.2

Liste des tableaux

3.1 Status actuel des redshifts mesurs dans le VVDS . . . . . . . . . 34

4.1 Very Wide - Il sera ralis un point unique par champ. . . . . . . 394.2 Wide Synoptic - Plusieurs points dans la mosaque. On donne

les profondeurs limites attendues sur chaque point du CFHTLS-W dans les cinq filtres. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

4.3 Positions des champs et relevs associs. . . . . . . . . . . . . . . 414.4 Deep Synoptic : trois nuits par campagne et 5 campagnes par an

ont t utilises pour chacun des quatres champs. Le Tableaudonne les profondeurs limites attendues la fin du relev, surchaque point du CFHTLS-D dans les cinq filtres. . . . . . . . . . 41

4.5 Caractristiques de la photomtrie utilise : identifiant du filtre,longueur donde effective, largeur du filtre et correction AB. Lacorrection AB (CAB) correspond mAB = mV ega + CAB (voir annexeB). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

4.6 Temps dexposition total (en heures), magnitude limites et ma-gnitudes de compltude pour les champs du CFHTLSD. . . . . . . 45

6.1 Charactristiques des modles de Bruzual & Charlot (2003) adop-ts pour ajuster les SEDs de diffrents types spectraux des ga-laxies observes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

7.1 Seeing moyen en seconde darc, pour chacun des champs et cha-cun des filtres. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65

7.2 Correction de seeing apliquer pour chaque filtre et chaque champ,pour 85% et 25% des images avec meilleur seeing lors des obse-ravtions. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66

7.3 Tableau rsumant la prcision des zphot obtenus dans cette tude(T03). Il donne les informations suivantes : (1) domaine de magni-tude et de redshift, (2) dviation systmatique entre zphot et zspec,(3) dviation standard z(1), (4) mdiane normalise de la dvia-tion absolue z(2), (5) dviation de la mdiane absolue normalise(z/(1 + z)), (6) fraction didentifications catastrophiques (l%) et(7) fraction (g %) de contamination par les identifications catas-trophiques. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73

7.4 Qualit des zphot obtenus obtenue avec la version T0004 du CFHTLSD,pour le compositage avec 25% meilleures images de D1 et D3(mme lgende que pour le tableau 7.3). . . . . . . . . . . . . . . . 79

8.1 Magnitudes limites des chantillons obtenues dans les filtres u*et r . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

12

LISTE DES TABLEAUX 13

8.2 Magnitude absolue limite en r dfinissant nos chantillons com-plets en u* et en r par intervalle de redshift. . . . . . . . . . . . . . 91

9.1 Proportion de la population rouge (en rouge quand elle est >50%et en bleu quand elle est

Chapitre 1

Introduction gnrale

Depuis que lhomme tente de comprendre lunivers qui lentoure et quilsest mis lexplorer, il a sans cesse repouss les limites du monde connu,si bien quon peut aujourdhui dire quil ny a plus de Terra Incognita surnotre plante. Bien sr, laventure ne sarrte pas lexploration de la Terre.Il y a bien des millnaires que lhomme a lev les yeux vers les toiles et quilcherche comprendre les mcanismes clestes. Mais il faudra attendre leXVIme sicle, pour que les grands noms de lastronomie noncent les loisfondamentales de la mcanique cleste et quils commencent dessiner uneimage plus vraisemblable de notre systme solaire (Nicolas Copernic, TychoBrah, Johannes Kepler, Galileo Galilei et Newton pour ne citer que les plusconnus). Pourtant le monde connu reste encore bien petit. Cest au dbut desannes 1900 que notre univers va devenir bien plus vaste que ce que lon avaitimagin.

La dcouverte de la relativit gnrale par Albert Einstein en 1915 marquele dbut de la cosmologie moderne, o il devient possible de dcrire luni-vers dans son ensemble comme un systme physique, son volution grandechelle tant dcrite par la relativit gnrale. Einstein est dailleurs le pre-mier utiliser sa thorie frachement dcouverte pour proposer une solutionintroduisant un concept extrmement audacieux pour lpoque, le principecosmologique, qui stipule que lHomme noccupe pas de position privilgiedans lunivers, ce quEinstein traduit par le fait que lunivers est homogne etisotrope, cest--dire semblable lui-mme quels que soient le lieu et la direc-tion dans laquelle on regarde. Au principe cosmologique, Einstein ajoute uneautre hypothse qui parat aujourdhui nettement moins justifie, celle quelunivers est statique, cest--dire quil nvolue pas avec le temps. Lavenir luidonne tort, car dans les annes 20, Edwin Hubble dcouvre la nature extraga-lactique de certaines nbuleuses (aujourdhui appeles galaxies), puis leurloignement de la Voie Lacte avec une vitesse proportionnelle leur distance(cest la loi de Hubble). Ds lors, plus rien ne justifie lhypothse dun universstatique postule par Einstein.

Avant mme la dcouverte de Hubble, plusieurs physiciens dont Willem deSitter, Georges Lematre et Alexandre Friedmann calculent dautres solutionsde la relativit gnrale dcrivant un univers en expansion. Leurs modles sontalors immdiatement accepts ds la dcouverte de lexpansion de lunivers. Ilsdcrivent ainsi un univers en expansion depuis plusieurs milliards dannes.Par le pass, celui-ci tait donc plus dense et plus chaud. Notre vision delunivers entier en a t change de manire fondamentale.

Dsormais on sait que les galaxies sont les blocs constitutifs de lUnivers

14

CHAPITRE 1. INTRODUCTION GNRALE 15

et les traceurs de sa structure grande chelle. Les galaxies sont les arneso les toiles se forment, voluent et meurent en interaction constante avecle milieu interstellaire. Au centre de nombreuses galaxies se cache un trounoir supermassif. Ces gants cosmologiques se nourissent de la matire tom-bant sur eux en formant un disque daccretion qui liberera des jets de plasmaultrapuissants. Ce phnomne appell Noyau Actif de Galaxie tait beaucoupplus frquent dans le pass quaujourdhui et a eu un effet non ngligeablesur lvolution du taux de formation stellaire.

Cependant, la surprise la plus tonnante vient du fait que la matire lu-mineuse que nous dtectons avec nos tlescopes reprsente seulement unepart minime (~1-5%) de toute la masse mesure dans les galaxies. La plu-part des astrophysiciens postulent lexistence dune masse sombre inconnue,dautres btissent des thories physiques nouvelles, pour tenter dexpliquercette observation. Mais cela reste lheure actuelle, lune des nigmes les plusprofondes de la science moderne. Par consquent explorer et comprendre lesgalaxies est du plus grand intert pour la cosmologie et lastrophysique. Entant quobjet astronomique, nous voudrions savoir comment les galaxies sesont formes et ont volues, quelle est lorigine de leur diversit. En rpon-dant ces questions nous seront capables dutiliser les galaxies comme unlien entre lunivers local et les proprits de lunivers jeune, et comme un la-boratoire pour tester les thories fondamentales.

Pour reconstituer lhistoire de lunivers il faut pouvoir observer les carac-tristiques de lunivers diffrentes poques du pass et comprendre les m-canismes physiques mis en jeu lors de lvolution des galaxies. Aujourdhuigrce aux progrs de linstrumentation, nous disposons de tlescopes au sol degrands diamtres de plus en plus performants pour mener bien cette tude.Ainsi ces dix dernires annes ont vu la ralisation de grands chantillonsde galaxies diffrentes longueurs dondes (visible et proche infra-rouge no-tamment). Ces chantillons de plus en plus profonds contiennent un nombrecroissant de galaxies. La confrontation entre observations et modle cosmolo-gique a donn naissance une thorie de formation des galaxies avec regrou-pement hirarchique qui est le modle le plus concordant actuellement.

Ce travail de thse est consacr lanalyse du relev de galaxies le plusimportant et profond la fois ralis ce jour : le Canada-France-Hawaii-Telescope Legacy Survey. Il sagit dune large campagne dobservation franco-canadienne qui a dbut en 2003 au CFHT et qui est toujours en cours actuel-lement. Plus de 450 nuits dobservation sur 5 ans seront ddies ce relv.Les images sont prises grce linstrument grand champ MegaPrime equipde la camra MegaCam de 1 degr carr de champ de vue. Trois relvs allantdu systme solaire lunivers grande chelle seront effectus. Nous utilise-rons plus particulirement le relev profond de galaxies appell Deep Surveyqui contient plus dun million dobjets dtects. Lanalyse des proprits dunnombre aussi grand de galaxies en un temps rsonnable ncessite des outilset des mthodes adaptes.

Le premier dfi relever est celui de la dtermination de la distance detoutes ces galaxies. Pour dterminer la distance des galaxies nous avons uti-lis dans cette thse le code de calcul HyperZ, dvelopp par Roser Pell etMicol Bolzonella. Il sagit dun code de calcul des dcalages spectraux parla mthode photomtrique. La technique du dcalage spectral photomtriquesest beaucoup dveloppe depuis la ralisation des grands relevs de galaxiescar elle permet de dpasser les limites imposes par la spectroscopie. En effet,

CHAPITRE 1. INTRODUCTION GNRALE 16

obtenir le dcalage spectroscopique dun million de galaxies, jusqu de faiblesmagnitudes, ncessiterait un temps dobservation bien trop long. La mthodephotomtrique est certes moins prcise mais elle fournit des dcalages spec-traux pour un plus grand nombre de galaxies et jusqu des magnitudes plusfaibles, en un temps beaucoup moins long.

Une fois les distances dtermines nous avons calcul les magnitudes etles couleurs dans le rfrentiel propre des galaxies. Nous avons aussi dter-min un estimateur de densit locale pour chaque galaxie. Nous avons utilisgalement le code Hyperz pour calculer les masses stellaires des galaxies denotre catalogue. Ainsi nous avons pu analyser lvolution des proprits desgalaxies en fonction du temps, de lenvironnement et de la masse stellaire, cequi nous a donn une ide du chemin volutif suivi par les grandes structuresjusqu la moiti de lge de lUnivers.

Dans une premire partie nous donnerons un aperu des modles rcentsqui forment le cadre thorique dans lequel nous allons travailler et nous intro-duirons les notions de physique des galaxies utilises par la suite. Dans unedeuxime partie nous dcrirons les spcificits de quelques relevs de galaxiesraliss depuis une dizaine dannes, ainsi que les rsultats des tudes me-nes jusque l. Ensuite nous dcrirons les donnes que nous avons eu notredisposition et le code de calcul (Hyperz) que nous avons utilis pour dtermi-ner les distances et les magnitudes absolues des galaxies. Avant cela nousnous attarderons sur la mthode des dcalages spectraux photomtriquesutiliss par le code Hyperz et nous expliquerons pourquoi cette mthode estparticulirement adapte ltude que nous avons mene dans cette thse.Enfin nous prsenterons nos rsultats et nos conclusions sur lvolution desproprits globales des galaxies et notamment en ce qui concerne le compor-tement de la distribution en couleur des galaxies en fonction du temps, delenvironnement et de la masse stellaire.

Dans toute la suite nous utiliserons le terme anglo-saxon de redshift ,not z, pour parler du dcalage spectral.

Premire partie

Introduction : problmatiquescientifique

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Introduction

Dans cette premire partie nous introduisons les lments sur lesquelsest base ltude des galaxies. Nous prsenterons dans le chapitre 2 le modlecosmologique ainsi que le scnario de formation et dvolution des galaxies quiforment eux deux le cadre thorique utilis actuellement. Dans le chapitresuivant nous parlerons des relevs de galaxies effectus depuis une dizainedannes, qui fournissent la communaut astrophysique, des donnes deplus en plus larges et profondes, grce auxquelles de nombreux auteurs ontpu tudier aussi bien lUnivers local que lUnivers grand redshift.

Chapitre 2

Le contexte cosmologique

Une galaxie est un objet auto-gravitant dont la plupart de la masse est com-pose, daprs le modle standard (voir section 2.1) , dune matire noire in-connue puis dtoiles, de gaz et de poussire. Lorsque lon observe les galaxies,on saperoit quelles prsentent des formes, des couleurs, des luminosits dif-frentes. Quelle est lorigine de ces diffrences? Comment sont apparues lesdiffrentes morphologies? Comment les populations ont-elles volu avec letemps?

Les tudes menes jusquici montrent quil existe de fortes correlationsentre certaines proprits des galaxies (luminosit, couleurs, morphologie) etleur environnement, comme nous le verrons dans la suite. Ces liens sont au-tant dindices nous permettant de mieux comprendre quels processus sont enjeu dans la formation et lvolution des galaxies.

Le relev spectroscopique du CfA ( Davis et al. 1982), a sond pour la pre-mire fois les grandes structures de lUnivers en produisant des cartes assezlarges et profondes de lunivers proche, grce la mesure du dcalage spectralde 2400 galaxies. Ce sondage a clairement mis en vidence une distributiondes galaxies, qui loin dtre homogne, montrait une topologie complexe, faitede larges rgions vides, de filaments et damas. Cette vue tridimentionnelle denotre Univers proche fut largement amliore au cours des deux dcenniessuivantes par des relevs spectroscopiques toujours plus grands. Ces rele-vs confirment une rpartition des galaxies fortement structure, en amas,filaments, vides, qui stendent sur des chelles allant jusqu 100 Mpc. Lescnario hirarchique de formation des structures (voir section 2.2) est enmesure dexpliquer la formation et lvolution de cette structuration en lienavec la diversit du zoo galactique.

2.1 Le modle standard de concordance.La formation et lvolution des galaxies sont intimement lies la cosmo-

logie. La cosmologie fournit lheure actuelle, le support thorique du modlede formation des structures. De plus, la confrontation des observations astro-nomiques aux prdictions des modles, constitue le test le plus puissant pourla cosmologie. Cest de cette convergence entre observations et thories questn le scnario actuel de formation et dvolution des structures appell le Cold dark Matter (CDM) (Peebles, 1993) pour scnario avec une constantecosmologique non-nulle et o la matire est domine par une composante nonbaryonique froide. La relativit gnrale fournit le cadre analythique ce mo-dle.

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CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 20

Dans le modle de Friedmann-Lemaitre lUnivers est dcrit comme un fluidehomogne et isotrope en expansion, sur la base du principe cosmologique quistipule que les proprits de lespace sont les mmes dans toutes les direc-tions et quaucun point de lespace nest privilgi. Dans ce cadre la mtriquela plus gnrale que lon peut dfinir est celle de Robertson-Walker qui lieles coordonnes de lespace-temps, la courbure de lUnivers et son expansion.En introduisant cette mtrique dans lquation dEinstein, liant les propri-ts de lespace-temps au contenu de lUnivers, on obtient les quations deFriedmann-Lematre. Ces quations dcrivent la dynamique dun Univers enexpansion en fonction de son contenu. Ce contenu est caractris entre autrespar les paramtres cosmologiques (r,m,,) qui sont les paramtres sans di-mensions caractrisant respectivement la densit de radiation, la densit dematire et la densit dnergie noire. Pour un Univers domin par la matire,qui seul nous interessera par la suite, on peut ngliger r.

Le modle de Friedmann-Lematre est considr aujourdhui comme stan-dard car largement accept par la communaut scientifique. Trois observa-tions majeures fondent laccord autour de ce modle :

Le dcalage systmatique vers le rouge du spectre des galaxies loin-taines.

Par effet de dilatation des chelles de lUnivers, le spectre des galaxies estentirement tir vers les longueurs donde plus grandes, donc plus rouges.La thorie du Big Bang rend compte de la loi de Hubble lie cet effet : plusune galaxie est loigne de lobservateur et plus son spectre apparait dcalvers le rouge.

Le rayonnement de fond diffus cosmologique.Ce rayonnement, vestige de lpoque o le rayonnement sest dcoupl de lamatire, fut prdit par Gamow, Alpher & Herman en 1940. Lorsque lUniversatteint un ge de 380 000 ans, sa temprature sest abaisse en-dessous de3000 degrs Kelvin ce qui dclencha une phase de recombinaison des atomesjusque l ioniss. Lespace devint transparent au rayonnement. Les photonsissus de ce dcouplage entre matire et rayonnement constituent le fond dif-fus cosmologique, observ aujourdhui 3 Kelvins, du fait de lexpansion delUnivers.

Ce rayonnement fut observ pour la premire fois de manire accidentellepar Penzias et Wilson (1965). Depuis cette dcouverte, plusieurs instrumentsembarqus sur des satellites et des ballons ont tudi ce rayonnement. Enparticulier, COsmic Background Explorer (COBE, Mather et al., 1990) et Wil-kinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP, Bennett et al., 2003), travaillantdans le domaine millimtrique, ont permis de mesurer avec une grande pr-cision la temprature du spectre de corps noir associ ainsi que ses lgresfluctuations spatiales.

Labondance des lments chimiques.Durant les trois premires minutes de lUnivers primordial, les lments lgersde composition chimique simple ont t synthtiss (3He , 4He , 7Li , 2H ). Apartir du rapport existant entre le nombre de photons et de baryons, labon-dance cosmique de chacun de ces lments peut tre prdite par la thorie duBig Bang, et les mesures actuelles sajustent parfaitement ce modle.

La mesure des paramtres cosmologiques a trs fortement progrsse aucours de la dernire dcennie. Il semble se dgager depuis quelques annesun modle dit de concordance CDM : un Univers plat avec une constantecosmologique non nulle.


Ce modle de concordance donne la relation exacte entre la distance desgalaxies et leur dcalage spectral (cf. Annexe A). On utilise en gnral troisparamtres donns par le modle pour dcrire lunivers dans son ensemble :

1. La constante de Hubble H0 dont on mesure la valeur actuelle, nousdonne le taux dexpansion de lunivers et donc une ide de son ge.

2. La courbure de lUnivers : selon la relativit gnrale dEinstein, lespace-temps possde une courbure intrinsque qui est due son contenu en masseet en nergie. La courbure globale 0 est le rapport entre la densit actuellede lunivers et la densit critique qui correspond un Univers plat. La valeur0 = 1 est communment admise actuellement et correspond un Universplat.

3. Le contenu en matire de lUnivers est mesur par m qui est le rap-port entre la densit de matire et la densit critique de lUnivers. La matirebaryonique participe au facteur m travers une sous-composante de celui-ci : b . Les mesures dabondances des lments lgers, en accord avec lanuclosynthse primordiale prvue dans la thorie du Bing Bang, permettentde contraindre ce facteur de manire assez prcise (Burles et al., 2001). Lescontraintes les plus importantes sur le paramtre de densit de matire ontt obtenues en combinant les observations du fond diffus cosmologique et ladtection des supernovae les plus distantes connues (Perlmutter et al., 1999 ;Efstathiou et al., 1999). La diffrence entre la densit totale et la densit dematire est appele la constante cosmologique et est note : = 0 m.La nature physique de la constante cosmologique est encore mal compriseaujourdhui.

Dans cette thse nous utiliserons les valeurs communment admises ac-tuellement de ces trois paramtres cosmologiques en accord avec les derniresdonnes de WMAP (Spergel et al. 2007, avec des valeurs lgrement diffrentesmais un aussi bon ajustement) :

H0 ' 70km.s1.Mpc1

m ' 0.3

' 0.7 .

2.2 Formation hirarchique des structuresDans ltat actuel de nos connaissances, le scnario de formation hirar-

chique des structures associ la cosmologie CDM permet de dcrire aumieux pourquoi et comment la matire sest structure en amas et filaments.

Bien que quasiment uniforme, le rayonnement de fond diffus cosmologiqueobserv par linstrument COBE et plus rcemment par linstrument WMAP,prsente des anisotropies de trs faibles amplitudes qui sont les empreintesdes fluctuations de densit de lUnivers primordial. Elles semblent avoir tproduites lors dune phase dexpansion extrmement rapide de lUnivers, ap-pele inflation. Ces fluctuations de densit se seraient amplifies sous lactionde la gravitation, pour former des structures de matire auto-gravitante appe-les halos dans lesquelles se formeront les premires toiles puis les premiresproto-galaxies. Ces halos vont progressivement fusionner en structures plusmassives.


La caractristique de ce scnario, dit de bas en haut (ou bottom-up en an-glais), par opposition au scnario monolithique, est que les structures cos-miques se forment par un processus continuel daggrgation de la masse.Lassemblage de la masse des halos de matire noire est caractris par lhis-toire daggrgation qui peut alterner des priodes daccrtion douce avec deviolents pisodes de fusions.

Lvolution hirarchique des halos (voir par exemple la revue de Devriendt& Guiderdoni 2003) explique de faon naturelle, lexistense des structuresobserves dans lunivers. Les grandes strutures de galaxies telles que les amasforment des noeuds du rseau cosmique vers lesquels les halos de matirenoire ont converg pour fusionner en laissant de grandes rgions de lespacevides de toute galaxie. Bien que la fusion des halos nimplique pas forcmentla fusion des galaxies quils contiennent, ces galaxies vont spiraler vers lecentre de cette nouvelle structure avec une probabilit dinteragir avec dautresgalaxies de cette structure (fusion, effet de mare).

Un des succs du scnario hirarchique est sa capacit reconstituer lhis-toire de formation des structures et expliquer lexistence des deux principauxtypes morphologiques de galaxie observs dans lUnivers. En effet on considrele plus souvent deux types gnraux de galaxies : les galaxies de type prcoce(early type en anglais) et les galaxies de type tardif (late type en anglais).Les premires ont une morphologie plutt sphrodale avec une populationstellaire issue dun sursaut majeur de formation stellaire, suivi dune volu-tion passive. Les galaxies de type tardif peuvent avoir une forme de spirale oucompltement irrgulire avec un taux de formation stellaire important.

Pour former un disque il faut quun nuage de gaz en rotation au sein duhalo se refroidisse et sffondre radiativement vers le centre. Lorsque que lenuage nest pas en rotation et quil seffondre sans direction privilgie, il formeune galaxie de type Irrgulire.

Lapparence simple des sphrodes, domines par une vieille populationstellaire, suggre quelles ont t formes lors dun violent sursaut de forma-tion stellaire il y a trs longtemps (z>4), suivi dune volution passive de la po-pulation stellaire. Mais les observations et la thorie montrent que la situationest plus complexe. Une image plus labore de la formation des sphrodescommence emerger dans le contexte du modle hirarchique CDM (De Lu-cia et al., 2006 ; Firmani, 2003 ; Silk, 1998 ; Kauffmann & Charlot, 1998). Lesides de base sont que les elliptiques massives se formrent tt (z>3) et dansune chelle de temps courte grce la fusion de disques riches en gaz dansdes rgions denses de lUnivers. La fusion des disques implique un sursautde formation stellaire ultra-lumineux, obscurcit par la poussire, ltablisse-ment dun sphrode et une situation favorable lapparition dun trou noirmassif. Si le noyau actif de galaxie associ au trou noir dclenche son activit,il contribuera arrter leffondrement du gaz en chauffant et en jectant cedernier loin du coeur. Lorsque son activit sarrtera, il laissera un sphrodegant avec un trou noir supermassif au centre dune couronne de gaz chaud,et ce sphrode voluera ensuite de manire passive.

Selon ce modle, les galaxies elliptiques massives taient dj en place grand redshift, tandis que les galaxies moins massives continuent de sas-sembler plus tard. Ceci a pour effet de dplacer la masse caractristique desgalaxies formant des toiles vers les galaxies de faibles masses. Cet effet a tappell downsizing en anglais ou rduction de masse caractristique (Co-wie et al., 1996 ; Madau at al., 1996 ; Juneau et al. 2005). Cette observation


du downsizing semble tre compatible avec le modle hirarchique (NeisteinE. et al., 2006).

2.3 Effet de lenvironnement sur les galaxiesDans le cadre de la croissance hirarchique des structures, les halos de

matire noire fusionnent progressivement en halos plus massifs. Les galaxiescontenues dans ces halos massifs vont spiraler vers le centre de cette nou-velle structure avec une probabilit de subir des interactions ou de vritablesfusions avec dautres galaxies. Les ondes de densit gnres par ses inter-actions, provoquent des sursauts de formation dtoiles de courte dure, etvont parfois avoir un impact sur la morphologie des galaxies rsultantes. Parexemple, des simulations montrent quune fusion majeure de deux galaxies detype disque peut conduire une galaxie de type sphrodale (Toomre, 1974).Des observations montrent que ces intractions ont eu lieu dans lUnivers(dformations des bras spiraux et jections de gaz dus aux effets de mareetc.)(exemple Figure 2.1).

Il est important de pouvoir quantifier ces phnomnes de fusion et din-teraction entre les galaxies aujourdhui et dans le pass, pour savoir quelrle ils ont jou dans lvolution des structures. Des tudes effectues grce de larges relevs (Balogh et al., 2004, Baldry et al., 2004) ont montr queles proprits intrinsques des galaxies dpendent de ce facteur environne-mental. Dans lUnivers local, la proportion de galaxies elliptiques massives etbrillantes est plus importante dans les amas que dans les zones sous denses.Cest assez logique puisque la probabilit dinteractions est plus leve dansles environnements denses donc on sattend y trouver plus de galaxies detypes sphrodes massives. Les zones vides de lUnivers sont au contraire, do-mines par des galaxies de type disque, et prsentent un dficit en galaxiesbrillantes comparativement aux rgions denses. La rapport entre le nombrede sphrodes et le nombre de disques ainsi que la prsence de galaxies lumi-neuses, dpend par consquent de la densit locale dans lUnivers local. Onobserve un changement de population entre les rgions vides et les amas. Cephnomne est connu depuis les annes 80 (par exemple Dressler A., 1986 ouDressler A., 1987). Ce phnomne a t-il toujours t le mme plus grand red-shift ? Quel tait le rle de lenvironnement? On peut commencer rpondre ces questions en tudiant les proprits des galaxies en fonction de leur en-vironnement et en fonction du redshift. Cest ce quon sest propos de fairedans cette thse.

Les effets denvironnement ne sont pas les seuls processus qui induisentune volution des galaxies. Aprs un pisode de sursaut de formation stel-laire, une galaxie va voluer naturellement dans le temps la fois spectra-lement et dynamiquement. Ses toiles vont se dplacer sur le diagramme deHertsprung-Russel et prsenter une distribution dnergie spectrale moyennede plus en plus rouge, sa richesse en mtaux va augmenter et sa lumino-sit va diminuer. Cette volution dite sculaire ou passive, est lvolutionque lon observerait pour une galaxie nayant jamais subi de fusion . Des mo-dles dvolution spectro-photomtrique comme GALAXEV (Bruzual & Charlot2003) ou PEGASE (Fioc & Rocca-Volmerange 1997), vont permettre de calcu-ler lvolution de la distibution spectrale dnergie moyenne dune populationdtoiles suivant diffrents scnarios arbitraires de formation stellaire.


FIG. 2.1 A gauche : Messier 51 vampirisant son compagnon NGC 5195. Adroite : NGC 4038/4039 : deux galaxies spirales en cours de fusion.

2.4 Les modlisationsLa cosmologie porte par essence sur lorigine et le devenir de lUnivers en

train dvoluer. Cette discipline ne peut donc pas dvelopper dapproche expe-rimentale. ce titre, une large fraction de la communaut cosmologique ddieses efforts depuis une quizaine dannes aux dveloppements de simulationscosmologiques, dont lobjet est de reproduire numriquement le comportementde lUnivers sur de trs grandes chelles, du Big-Bang nos jours. Amliorernotre comprhension des processus loeuvre dans la formation des struc-tures demande des simulations toujours plus performantes : cest dire avecune plus haute rsolution et un formalisme physique plus prcis et complet.La simulation des structures cosmiques est devenue de ce fait, un des grandsdfis de la modlisation numrique, poussant les scientifiques trouver conti-nuellement de nouveaux algorithmes, de nouvelles plate-formes de calcul etde nouvelles techniques dexploitation des rsultats.

Les modlisateurs se placent dans le cadre de modles cosmologiques CDM .A partir des fluctuations initiales de lUnivers primordial, les simulations in-tgrent les processus hirarchiques rgissant lvolution des structures de ma-tire noire et baryonique, pour en extraire des quantits directement compa-rables aux observations, tous les ges de lUnivers.

Les modlisations ont un double rle jouer : fournir un cadre thorique pour interprter les rsultats obtenus grce

aux observations : distribution de matire noire dans lUnivers, forma-tion des grandes structures, processus physiques impliqus dans la for-mation et lvolution des galaxies, test des diffrents modles thoriques.

fournir des catalogues virtuels pour prparer les futures observations.Cependant, les simulations sont limites par la puissance des calculateurs. Cequi impose par exemple une limite de rsolution en masse des galaxies ou unetaille limite des simulations en dessous desquelles on ne peut pas descendrepour le moment.


Il existe, lheure actuelle, trois mthodes principales pour modliser laformation et lvolution des galaxies :

Les modles semi-analytiques : dvelopps ces dix dernires annes poursuivre lvolution des galaxies dans le cadre du scnario hirarchique.Cette mthode utilise les meilleures approximations sur la physique dela formation des galaxies pour reconstituer les proprits statistiquesdes populations nimporte quel redshift. Quand les autres simulationschouent par manque de rsolution ou par manque de pertinence de laphysique sous-jacente, les modles semi-analytiques peuvent tre utili-ss pour amliorer nos connaissances et tendre la modlisation.

Les modles hybrides traitent la matire noire avec des simuations nu-mriques N-corps. La formation des galaxies dans les halos est simulepar la suite en utilisant des prescriptions analytiques. La mthode hy-bride permet de raliser de nombreuses simulations en jouant sur lesparamtres qui rgissent lvolution de la matire baryonique au sein deshalos.

La simulation numrique N-corps + hydrodynamique constitue lapprochela plus complte et la plus avance. Cependant cette mthode est trscoteuse en temps de calcul ce qui limite la taille des simulations ouleur rsolution en masse. Elle permet daborder un large ventail de pro-blmes astrophysiques, de la collision et de la fusion des galaxies, jusqula formation des grandes structures de lUnivers.

On peut citer en exemple de modle hybride le projet franais GalICS (GalaxiesIn Cosmological Simulations, S. Hatton et al. 2003, Devriendt et al. 2003, Blai-zot et al. 2003). Ce projet dcrit la formation hirarchique des galaxies grce lapproche hybride. Il utilise les simulations cosmologiques N-corps pour ob-tenir une description plus raliste des halos de matire noire, ainsi quun mo-dle semi-analytique pour dcrire les baryons. Lapproche hybride garde lin-formation spatiale et dynamique et peut ainsi permettre un traitement dtailldes interactions et des fusions entre galaxies. Le modle GalICS dvelopp lIAP, a t conu pour retracer lhistoire de formation stellaire grand red-shift dans plusieurs domaines de longueur donde, de lultra-violet jusquausubmillimtrique. Quatre simulations sont utilises pour prdire les propri-ts statistiques des galaxies diffrentes longueur donde, dans le cadre dumodle hirarchique.

Au niveau international on peut citer le projet The Millennium Simulation(Springel et al., 2005). Il sagit de la plus importante simulation N-corps ja-mais ralise. Les simulations contenant 10 milliards de particules, ont tralises par le Consortium Virgo (http ://www.virgo.dur.ac.uk) grce unegrappe de calcul de 512 processeurs situe au Max Planck Institute for Astro-physics Garching en Allemagne. Les simulations ont pris 28 jours au total.Au final, elles tracent lvolution de la distribution de matire dans une rgioncubique de deux milliards dannes de ct. Les premiers rsultats, publisen Juin 2005 dans le journal Nature (Springel et al., 2005), montrent que lacomparaison de ce genre de simulation aux grands relevs observationnelspeut amliorer notre comprhension des processus physiques impliqus dansla formation des galaxies et des trous noirs.

A titre dexemple, les figures ci-dessous montrent quatre images instantan-nes de la simulation Millenium diffrents redshifts. Chaque image montre lamme aire comobile, les rgions de densit de matire leve sont reprsentesen clair.


FIG. 2.2 Quatres images instantannes de la simulation Millenium quatreresdhifts diffrents de gauche droite. z~18.3 : aprs une expansion initiale,les fluctuations primordiales de densit sont clairement reconnaissables ;z~5.7 ; z~1.4 et z~0.0. Les structures deviennent de plus en plus contrastesdans lUnivers.

Les simulations numriques de nouvelle gnration comme celle du Consor-tium Virgo, du projet GalICS ou du projet COAST (Computational Astrophysicsat Saclay, R. Teyssier, 2002) parviennent rendre compte, avec un certainralisme, de la formation des amas de galaxies grce une bonne finesse dumaillage. La difficult est maintenant daller vers une plus grande complexiten parvenant simuler numriquement la formation des toiles, troitementlie la nature du milieu interstellaire et lvolution interne des galaxies. Celademande une connaissance toujours plus approfondie des processus phy-siques ainsi quune puissance de calcul toujours plus grande.

Un des projets davenir est la simulation HORIZON (Pichon, C., Aubert, D.,2006) qui a pour but entre autres, de prendre en compte le problme de laformation des galaxies diffrentes chelles. Les simulateurs de HORIZONprennent un volume correspondant notre horizon, cest dire une sphrede 13.7 milliards dannes lumire de rayon, soit 4.27 Gpc. A lintrieur de cevolume, ils vont augmenter progressivement la rsolution sur les structures grande chelle observes aujourdhui par les grands relevs, comme les super-amas ou les amas de galaxies, qui se forment au croisement de filamentscosmiques.

A linterieur de ces amas de galaxies, on peut suivre du dbut la forma-tion des structures lchelle des galaxies, dont le carburant est la matiretombant dans les filaments. Les simulations lchelle des galaxies (chellede 20kpc, avec 20pc de rsolution) seront obtenues en prenant en compte lesconditions aux limites donnes par les simulations grande chelle, en tra-vaillant des rsolutions spatiales de plus en plus importantes. Limage 2.3illustre le caractre multi-chelle de ces simulations.

Cependant, il est ncessaire de rester prudents sur linterprtation des r-sultats fournis par les simulations. Il est vrai que les rsultats quelles pro-duisent sont en trs bon accord avec les observations. Il serait alors tentantde conclure que cela est suffisant pour valider les modles thoriques utilissdans ces simulations. Pourtant on pourrait sans doute arriver au mme rsul-tat avec dautres ingrdients que ceux fournis par les modles CDM. De plus,les phnomnes physiques responsables de la distribution observe des ga-laxies en fonction du temps et de la densit sont encore loins dtre compris. Ilest important de trouver des proprits permettant de caractriser aussi bienles observations que les simulations, et de comparer les deux.


FIG. 2.3 Cette Figure illustre le caractre multi-chelle des simulations duprojet HORIZON.

Chapitre 3

Les grands relevsspectro-photomtriques

Afin de mener bien une tude valide sur lvolution de lUnivers grandechelle, la communaut doit disposer de donnes photomtriques et spectro-scopiques sur une grande partie du ciel et aussi profondes que possible. Pourcela il faut pouvoir observer une grande surface du ciel. En outre, plus lesobservations sont profondes, plus elles permettent dtudier des galaxies loin-taines mais galement des galaxies de faibles magnitudes permettant dtu-dier une population encore peu connue. Ainsi, dans lidal il faudrait observerlensemble de la sphre cleste jusqu des profondeurs telles que lon distin-guerait les toutes premires galaxies ! Cela reste bien sr de lordre de lutopie.

Cependant des progrs technologiques considrables ont t raliss de-puis ces quinze dernires annes permettant la ralisation des premires cam-pagnes dobservation grande chelle. Les recherches menes partir de cesrelevs sont en augmentation constante et couvrent de larges domaines scien-tifiques. Ces observations sont publiques, cest dire quelles sont mises la disposition de la communaut scientifique, sans contrainte particulire. Lerelev public servira ainsi un grand nombre de scientifiques pour ltudede sujets varis. Je me placerais ici dans le cadre qui nous concerne, sa-voir ltude statistique de lvolution des populations de galaxies. Cette tudencessite des chantillons de galaxies :

- grand redshift, pour remonter tt dans lhistoire de la formation desgalaxies. Il faut alors raliser des relevs profonds qui permettent dobserverdes objets lointains, trs faiblement lumineux ;

- de grande taille, pour amliorer la prcision des mesures et pour quan-tifier lvolution des diffrentes populations selon leurs proprits (il faut parexemple avoir chantillonn des environnements diffrents). De plus les obser-vations doivent tre ralises sur de grands champs de vue dans diffrentesdirections pour limiter les effets de la variation champ champ (par exemple,certains champs peuvent contenir des rgions sous-denses ou sur-denses parrapport la moyenne).

Pour tout relev, un compromis doit tre trouv entre la taille du champobserv et sa profondeur, car le temps dobservation sur un tlescope est tou-jours limit et coteux.

Il existe deux grandes stratgies pour mener bien des relevs de galaxies.Les relevs spectroscopiques qui permettent dobserver le spectre des ga-

laxies avec une grande prcision. Ils sont efficaces pour obtenir des informa-tions prcises sur chaque galaxie (redshift et autres proprits comme par

28

CHAPITRE 3. LES GRANDS RELEVS SPECTRO-PHOTOMTRIQUES 29

exemple la cinmatique ou le contenu en mtaux). Pour cela, ils ncessitentun long temps dexposition pour chaque galaxie et ce temps est dautant pluslong que le flux reu est faible. Lapparition des spectrographes multi-objetsa permis dobtenir les spectres de plusieurs galaxies, voire de quelques cen-taines de galaxies la fois pour les instruments les plus performants, maiscela reste encore limit compar limagerie simple.

Les relevs photomtriques utilisent quant eux, des filtres larges bandespour observer un champ du ciel. Ils sont gnralement multi-couleurs et per-mettent dobtenir les magnitudes et les couleurs de chaque galaxie du champobserv. A temps de pose gal, un relev photomtrique fournit des infor-mations sur un plus grand nombre de galaxies et atteint des objets de plusfaibles magnitudes quun relev spectroscopique. La stratgie des relevs pho-tomtriques est adapt ltude statistique des populations de galaxies quenous avons entreprise ici. Le prix a payer est une moins bonne dterminationdu dcalage spectral.

Dans cette section nous dcrirons la stratgie adopte par quelques unsdes relevs spectroscopiques et photomtriques les plus importants ralissjusqu aujourdhui et nous donnerons les rsultats importants obtenus grce ces observations. Puis nous nous interesserons au relev qui est la basede ce travail : le Canada-France-Hawaii-Telescope Legacy Survey. Nous expli-querons pourquoi il est particulirement bien adapt ltude statistique desproprits globales des galaxies que nous avons ralise dans cette thse.

3.1 Les relevs photomtriques profondsLes relevs photomtriques profonds apportent des informations sur la po-

sition des objets sur le ciel (astromtrie) ainsi que sur les magnitudes dans dif-frentes bandes du domaine spectral associ chaque objet. Les relevs pho-tomtriques rcents sont gnralement multi-couleurs, cest dire que lima-gerie est ralise dans plusieurs bandes passantes diffrentes longueursdonde.

La taille du champ explor dpend du champ de vue de la camra et dela profondeur atteindre, pour un temps dexposition donn. Les premirestudes profondes taient limites en champ de vue cause de la dimensionrduite des camras, surtout dans lespace. Ces relevs de type profond trspetit champ (apells Deep pencil-beam survey en anglais), contiennent peude galaxies du fait de la petitesse du volume comobile chantillonn (quelquescentaines quelques milliers dobjets selon les cas). Cependant les observa-tions sont trs profondes cest dire quelles permettent de dtecter des ga-laxies de magnitude extrmement faible et/ou trs lointaines. Ces relevs sontpar consquent adapts pour remonter tt dans lhistoire de la formation desgalaxies.

La rsolution des images des grands tlescopes au sol est limite par laturbulence atmosphrique, qui dforme le front donde de la lumire inci-dente. Pour saffranchir des contraintes lies latmosphre, le mieux est deraliser les observations depuis lespace. Cest ainsi quen 1990, le TelescopeSpatial Hubble (HST) fut mis en orbite avec un miroir de 2.4 mtres de dia-mtre et la camra WFPC2 (Wide Field Planetary Camera), en remplacementde la premire WFPC dfaillante. La camra optique ACS (Advanced Camerafor Surveys) fut ajoute en 2002 en remplacement de WFPC2. Cette camra


est aujourdhui son tour hors-service, et en attente dtre remplace par unenouvelle camra. Le tlescope HST est rest pendant des annes, loutil le plusperformant pour observer les objets les plus faiblement lumineux grce uncontraste et une rsolution ingale des images. Ainsi, plusieurs relevs detype Deep pencil-beam ont t effectus avec le HST comme le Great Obser-vatories Origins Deep Survey ainsi que le Hubble Deep Field. Vers 2012, unnouveau tlescope spatial devrait tre mis en orbite en remplacement du HST,sous le nom de JWST (James Webb Space Telescope).

3.1.1 Le Hubble Deep FieldLes relevs du Hubble Deep Field North (HDF-N, Williams et al. 1996 ) et

South (HDF-S, Williams et al. 1998 ) (www.stsci.edu/hst/udf/parameter), ontt effectus sur le HST dans le but dimager deux champs typiques hautelatitude galactique dans quatre bandes de longueur donde, dans des champsde vue de ~4 minutes darc carrs, jusqu des magnitudes limites de AB ' 28(avec un rapport signal sur bruit de 10 dans une ouverture de 0.2 secondedarc carrs (voir Annexe B pour une description des systmes photomtriquesutiliss dans cette thse)). Le nombre de galaxies observes ne dpasse pas2500 mais lchantillon contient des galaxies jusqu un redshift denviron 6,ce qui correspond ~7% de lge de lunivers.

Grce ces observations de haute rsolution, la communaut a tent decontraindre les proprits photomtriques globales des galaxies jusqu z~6.Wiegert et al. (2004) ont selectionn un chantillon de 600 objets sur desimages U,B,V,I du HDF-South avec I


limites atteignent AB ' 27.5 dans le meilleur filtre (pour une source tendueavec un rapport signal sur bruit de 10 dans une ouverture de 0.2 arcsec).

Associ dautres relevs, le GOODS a t utilis pour tudier lvolutionde la densit de formation stellaire des galaxies jusqu z~4.5 (Gabasch et al.,2004) ainsi que la morphologie des galaxies jusqu z~2 (Cassata et al., 2005).

3.1.3 Le Hubble Ultra Deep FieldLe HUDF (Hubble Ultra Deep Field, S. Beckwith et al. 2006) consiste en

un unique champ de 3 minutes darc carrs, extrmement profond contenantenviron 10000 galaxies et observ dans quatre filtres (F435W, F606W, F775Wet F850LP) . Les magnitudes limites atteintes par ce relev vont de AB ' 28.4 AB ' 29 selon les filtres (pour une source avec un rapport signal sur bruitde 10 dans une ouverture de 0.2 arcsec), ce qui en fait la plus profonde imageoptique jamais prise dune partie de lUnivers. La combinaison des imagesprises par la camra ACS et NICMOS a t utilise entre autres, pour chercherdes galaxies existant des reshifts compris entre 7 et 12 (400 800 millionsdannes aprs le big bang). Une des questions cls pour les astrophysiciensutilisant le HUDF est de savoir si lUnivers montrait les mmes proprits ences temps trs reculs que celles de lUnivers 1 et 2 milliards dannes aprsle big bang.

Cependant, avec ce relev se pose le mme problme dchantillonnagequavec le HDF : le champ de vue nest pas assez grand et on observe trop peude galaxies pour avoir un chantillon reprsentatif des galaxies qui peuplentdes environnements diffrents tous les redshifts. On peut citer par exemplele travail de Coe et al. (2006) qui a calcul les redshifts photomtriques de 8000galaxies du HDF et qui tudi les aspects morphologiques de son chantillon.Les chantillons observs par les relevs grand champ de vue de lUniverslocal ne recontrent pas ce problme de variance champ champ bas redshift.

3.2 Les relevs spectroscopiques grand champde vue

Les relevs grand champ de vue (wide survey en anglais) ont la ca-ractristique dtre peu profonds en gnral, mais de couvrir une surface ex-trmement grande. Ils fournissent des chantillons importants de galaxies etpermettent ainsi de quantifier lvolution des populations de galaxies selonleurs proprits, avec prcision. Ils permettent ltude approfondie de lUni-vers local (z


FIG. 3.1 Distribution spatiale des galaxies dans lUnivers proche (z~0.2) ob-serve avec le 2dFGRS.

catalogue spectroscopique contenant les redshifts et les types spectraux. Ladistribution spatiale des galaxies (Figure 3.1) observe par le 2dFGRS met envidence les zones vides spares par des filaments constitus damas de ga-laxies, ce qui est en accord avec les images fournies pas les simulations (voirsection 2.4).

Ce relev a permis dtudier une grande varit de problmes fondamen-taux en cosmologie et formation des galaxies :

La fonction de luminosit (nombre de galaxies par unit de volume co-mobile et par unit de luminosit) pour des galaxies de differents typesspectraux, aussi bien dans les zones peu denses (Folkes et al., 1999 ;Madgwick et al., 2001) que dans les amas (De Propris et al., 2003).

Les proprits de regroupement des galaxies en fonction de la luminosit(Norberg et al., 2002) et du type spectral (Madgwick et al. 2003).

La dpendance environnementale du taux de formation stellaire des ga-laxies autour des amas (Lewis et al., 2002) .

3.2.2 LE SDSSPlus recemment le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (York et al., 2000) est un

relev amricain, japonais et allemand qui a permis la communaut extra-galactique dtudier lunivers local avec des observations extrmements plustendues, echantillonnant une grande diversit de rgimes environementaux.

Ce relev est trs ambitieux car une fois termin, il fournira des imagesdtailles couvrant plus dun quart du ciel ainsi quune carte en 3 dimensionsdenviron un million de galaxies et de quasars. Le SDSS utilise le tlescopede 2.5 metres sur Apache Point equip de deux puissants instruments. Sacamra peut imager 1.5 degrs carrs du ciel en une seule fois. Une pairede spectrographes fibres optiques permettent de mesurer les spectres de640 galaxies en une seule observation. Les catalogues spectroscopiques com-portent actuellement les spectres de plus de 670000 galaxies sur 5600 degrs


carrs. Un relev photomtrique est associ au relev spectroscopique. Il sagitdun relev multi-couleur dans cinq bandes larges (filtres u g r i et z ) jusqudes magnitudes limites de 21.3 dans le filtre i pour 215 millions dobjects sur8000 degrs carrs.

Jusqu prsent de nombreux auteurs ont utilis ces donnes pour tudierles proprits globales des galaxies dans lUnivers local (nous compareronsplus loin dans cette thse leurs rsultats avec les notres).

Lvolution et lenvironnement des galaxies de type prcoce : par exemple,M. Bernardi et al. (2005), trouvent que les galaxies des rgions peu densesmontrent des couleurs plus bleues et ont vcus des pisodes de formationstellaire plus rcents que les galaxies dans les amas.

La relation couleur-magnitude des galaxies en fonction de lenvironne-ment : D. Hogg (2003) a montr que les galaxies domines par un bulbeet les galaxies les plus lumineuses sont sur-reprsentes dans les rgionstrs denses.

La distribution bimodale en couleur des galaxies en fonction de la lumi-nosit et de lenvironnement (M. Balogh, 2004) : La couleur moyenne et ladispersion en couleur de chaque population de galaxies dpend fortementde la luminosit et peu de lenvironnement. Il existe une population degalaxies rouges toutes les magnitudes mme dans les environnementspeu denses.

3.3 Le VVDS : un relev spectroscopique de nou-velle gnration

Le VIMOS VLT Deep Survey (ci-aprs VVDS), (Le Fvre et al. 2005) com-mence rsoudre le problme de manque de galaxies des relevs profondsgrce lassociation de donnes spectroscopiques et de donnes photom-triques multibandes obtenues avec une gnration dinstruments plus perfor-mants.

The VVDS (www.oamp.fr/virmos/vvds.htm) est un relev spectroscopiquede nouvelle gnration qui fournira une fois termin, une vision unique delUnivers des redshifts compris entre 0 et 5, grce aux capacits du spec-trographe VIMOS. VIMOS est un imageur large champ et un spectrographemulti-objet dans le domaine visible. Sa rsolution spectrale est comprise entre~200-2500. Il peut prendre jusqu ~1000 spectres en une seule fois (Le Fevreet al., 2003).

Le VVDS comprend deux tapes principales, le relev en imagerie dans cinqbandes (UBVRI) et le suivi spectroscopique. Il y a trois parties diffrentes dansle suivi spectroscopique du VVDS : le relev Wide (IAB 22.5 ), le relevDeep (IAB 24.0 ) ainsi que le relev Ultra-Deep (IAB 24.75 ). Ltat ac-tuel de la mesure des redshifts dans le VVDS est rsum dans le Tableau 3.1.Latout principal de ce relev est quil ny a pas de pr-selection des chan-tillons mais un recensement de tous les objets dans un chantillon unique-ment limit en magnitude apparente.

Lvolution de la fonction de luminosit des galaxies dans differentes bandesa t tudie avec les donnes du VVDS de plusieurs manires diffrentes (e.g.Ilbert et al.,2005 ; Ilbert et al.,2006 et Zucca et al.,2006). Une volution sub-stantielle de la fonction de luminosit globale t observe en fonction duredshift dans tous les filtres. Les galaxies rouges domines par un bulbe sont


Champ IAB 22.5 IAB 24.0 IAB 24.75VVDS-0226-04 - 14000 (public fin 2006) 1000 (en cours)VVDS-1000+03 5000 - -VVDS-1400+05 11000 - -VVDS-2217+00 15000 - -

10000 (en cours) - -CDFS - 1600 (public) -TOTAL 35000 15600 1000

TAB. 3.1 Status actuel des redshifts mesurs dans le VVDS

dj en place un redshift de 1, mais la densit par unit de volume de cettepopulation augmente dun facteur 2.7 entre les redshift 1 et 0.6.

Ltude de lvolution de la relation couleur-densit en fonction du redshiftdans le VVDS t rcemment publie par Cucciati et al. (2006). La relationcouleur-densit montre dimportants changements en fonction du redshift. Abas redshift la fraction de la population la plus rouge dune luminosit donneaugmente quand la densit augmente. Cette tendance disparait progressive-ment pour des intervalles de redshift plus levs.

La relation couleur-magnitude montre une distribution en couleur bimo-dale dans tous les rgimes environnementaux jusqu z~1.5 . La bimodalitnest pas universelle mais trs dpendante de la luminosit et de lenviron-nement. Lactivit de formation stellaire se dcale progressivement vers lesgalaxies les moins lumineuses des environnements peu denses quand le red-shift diminue. Ce comportement est cohrent avec le phnomne de rductionde masse caractristique des galaxies ayant une formation stellaire active (oudownsizing en anglais).

Le regroupement des galaxies en amas est un des diagnostics les plus im-portants de lvolution des galaxies travers les temps cosmiques. Lchan-tillon du VVDS est particulirement bien adapt pour tudier des volumessuffisemment larges diffrentes poques, pour diffrents types de galaxies.Les galaxies de type prcoce sont plus fortement rassembles que les typestardifs (Meneux et al.,2006). Dun autre ct, au redshift z~1, les galaxies lesplus lumineuses sont plus rassembles en amas que les galaxies moins lumi-neuses (Pollo et al., 2006). Cest une indication qu ces redshifts, les galaxiesles plus volues taient dj dans des rgions extrmement denses.

Pour finir et comme nous le verrons dans la partie suivante, lchantillonque nous avons tudi dans cette thse laide des redshifts photomtriquespermet de complter celui publi par le VVDS. En effet, notre chantillon nous permis dtendre les rsultats sur un plus grand volume dUnivers, avec unnombre de galaxies plus important et jusqu des limites plus faibles en ma-gnitude. Nous pouvons donc attendre des rsultats plus robustes sur les pro-prits des galaxies en fonction de lenvironnement. Lunique inconvnient dela mthode photomtrique est quelle fournit une dtermination moins prcisedes redshifts des galaxies, ce qui limite certains aspects de ltude, qui resteraessentiellement statistique.

Pour terminer ce chapitre sur les grands relevs de galaxie, nous rappellonsquil existe aujourdhui dautres relevs ayant des objectifs similaires ceuxdu VVDS. Nous pouvons citer le DEEP (Deep Extragalactic Evolutionary Probe)(Vogt et al., 2005) qui est constitu dune srie de relevs spectroscopiques


de galaxies faiblement lumineuses et ayant pour but dtudier lvolution desgalaxies ainsi que les structures grande chelle de lUnivers jusqu z~1.Ce projet est constitu en deux parties. La premire partie (DEEP1) est unprojet pilote de petite envergure contenant environ 1000 galaxies, ralis avecle spectrographe LRIS sur le tlescope Keck 1. La seconde partie est un relevdenviron 65000 galaxies distantes de redshift compris entre 0

Deuxime partie

Les donnes

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Introduction

Nous avons vu prcdemment, que pour tudier correctement les propri-ts des populations de galaxies, il nous faut disposer dun chantillon observsur un grand champ de vue et jusqu des profondeurs suffisantes pour pous-ser ltude des redshifts levs et jusqu des luminosits faibles. Nous avonsgalement vu quil existe des relevs en cours trs performants (SDSS, VVDS)grce auxquels la communaut commence obtenir dimportants rsultatssur lvolution des proprits des galaxies, dans les limites propres chacunde ces relevs.

Dans cette thse nous avons utilis les observations du Canada-France-Hawaii Legacy Survey (CFHTLS) dont nous dtaillerons les caractristiquesdans cette deuxime partie. Nous expliquerons pourquoi ces observations sontparticulirement bien adaptes ltude que nous voulons mener dans cettethse.

Chapitre 4

Le CFHT Legacy Survey

Nous disposons pour le moment dun relev assez complet pour permettreune tude pertinente de lunivers local, grce aux observations du SDSS. Nousnous y rfrerons dailleurs dans la suite pour comparer nos rsultats. Lerelev que nous avons utilis est celui qui lheure actuelle, fournit le plusgrand champ de vue alli une profondeur similaire celle du HDF.

Le Canada et la France ont mis en commun une grande partie de leurtemps de tlescope de 3.5 mtres du CFHT pour raliser un projet de grandeenvergure : Le Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS, http ://www.cfht.hawaii.edu/Science/CFHTLS). Il sagit dune entreprise majeure en-core en cours actuellement : plus de 450 nuits sur 5 ans ont t dvoues ce projet utilisant limageur large champ MegaPrime quipe de MegaCam,une camra compose dune mosaque de 36 CCDs (charged-coupled device),capable dobtenir des images sur un champ de vue dun degr carr. En aug-mentant la taille physique du dtecteur grce aux mosaques de CCDs, onaugmente le champ de vue observ par le tlescope et on peut raliser desrelevs photomtriques la fois tendus et profonds.

Le CFHTLS comprend trois grands relevs allant de lobservation du sys-tme solaire jusqu lUnivers lointain : le Very Wide, le Wide et le Deep. Nousen donnons une description ci-dessous.

Dans la suite les magnitudes limites sont donnes pour la dtection dunesource ponctuelle 5 sigmas dans une ouverture de 1.16, avec un seeingmoyen de 0.8. Toutes les magnitudes dans ce chapitre seront donnes dansle systme AB (voir Annexe B).

4.1 Le Very Wide survey : CFHTLS-VWCouvrant une large fraction du plan de lcliptique dans une bande de +/-

2 degrs, pour une aire totale de 410 degrs carrs, ce relev fournira unchantillon sans prcedent de la population dobjets du systme solaire situsau dl de Neptune. Ces donnes permettront de discuter les modles actuelsutiliss pour expliquer la formation du systme solaire. Le CFHTLS-VW estconduit dans 3 couleurs (g/r/i) pour crer un grand chantillon de donnesstellaires avec des images beaucoup plus profondes et de meilleure qualit quecelles du SDSS, dans le but dtudier les populations stellaires ainsi que lesstructures de notre Galaxie.

Le Tableau 4.1 rsume les profondeurs limites attendues sur chaque pointdu CFHTLS-VW.

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CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 39

Very Wide Aire (deg x deg) Filtre Profondeur limite Stratgie dob-servation

Ecliptique 410 r 25.0Optimis pourla dtection desKBO*

g 25.52 poques eng,

i 24.4Suivi internepartiel des KBO

TAB. 4.1 Very Wide - Il sera ralis un point unique par champ.On donne les profondeurs limites attendues sur chaque point du CFHTLS-VW dans les trois filtres. *KBO signifie : Kuiper Belt Object.

4.2 Le Wide surveyCouvrant 170 degrs carrs dans trois champs de 49 72 degrs carrs

observs travers cinq filtres (u*, g, r, i, z) jusqu des magnitudes limitesdonnes dans le Tableau 4.2, ce relev sera consacr ltude des structures grande chelle et de la distribution de matire dans lUnivers. Cela serapossible grce lobservation des effets de lentille faible et de la distributiondes galaxies (voir par exemple Van Waerbeke et al., 2001 ; Semboloni et al.,2006). Il permettra aussi dtudier les amas de galaxies travers lobservationde la morphologie et des proprits photomtriques des galaxies.

Wide Aire (deg x deg) Filtre Profondeur limite Stratgie dob-servation170 u* 26.4 7x850 s

g 26.6 5x500 sr 25.9 (2x500s)x2i 25.5 7x620 sz 24.8 9x800 s

TAB. 4.2 Wide Synoptic - Plusieurs points dans la mosaque. On donne lesprofondeurs limites attendues sur chaque point du CFHTLS-W dans les cinqfiltres.

4.3 Le Deep SurveyCe relev couvre quatre degrs carrs dans quatre champs indpendants,

rpartis sur le ciel pour avoir deux champs visibles par nuit tout au longde lanne, et observs travers cinq filtres (u*, g, r, i, z) avec des tempsdintgration allant de 33 132 heures selon le filtre. Ce relev a t commencen 2003 pour une dure de cinq ans.

Le relev est ddi principalement la dtection et au suivi dau moins700 supernovae de type Ia et ltude de la distribution des galaxies sur desimages atteignant r = 28. Ce survey doit amener une meilleure dterminationdes paramtres lis lnergie noire avec une prcision ingale, grce aux


FIG. 4.1 Position des quatres champs du Deep et de quatre champs du Wide.

supernovae de type Ia (voir par exemple Astier et al., 2006). Elles taient lamotivation premire de ce relev, qui a en plus un intert certain pour ltudede lUnivers grand dcalage spectral. Les chantillons de galaxies et de qua-sars fourniront de fortes contraintes sur lvolution des galaxies ainsi que surlhistoire globale de formation stellaire.

Ce travail de thse a consist tudier les donnes du Deep Survey (nommCFHTLSD par la suite). Comme nous lavons dit prcedemment, le relev secompose de quatre champs indpendants de 1 degr carr chacun, situs loindu plan galactique (appels D1, D2, D3, D4). Les courbes de transmissionpour les cinq filtres utiliss sont donnes en Figure 4.3. Le Tableau 4.5 r-sume les caractristiques des filtres utiliss pour le CFHTLSD. Ce graphiqueet ces chiffres sont issus de mesures effectues au CFHT. Dix mesures surla transmission de chaque filtre ont t effectues et les courbes rsultantessont issues dune moyenne de ces mesures. Les courbes de transmission tho-riques donnes par le constructeur sont lgrement diffrentes, et semblentmieux reproduire les couleurs des galaxies observes dans le CFHTLSD. Nousdiscutons ce point dans les chapitres suivants.

Les positions des champs du Deep sur le ciel sont montres dans la Figure4.1. Les localisations des champs du Wide et du Deep ont t dcides aprsde longues discutions avec la communaut des utilisateurs en tenant comptedes contraintes suivantes :

* faible extinction par la poussire,* distribution de lascension droite sur lanne,* champ visible partir du VLT (suivi spectroscopique) ,* couverture par dautres relevs (XMM, GALEX VIRMOS, par exemple).Le Tableau 4.3 donne les positions du centre des champs du Deep et du

Wide ainsi que les principaux relevs associs ces champs.Ce programme est ambitieux car il prvoit la fin de sa ralisation des

magnitudes limites observes allant de 27.0 28.9 (AB) selon les filtres (cf Ta-bleau 4.4 ) . Ce relev photomtrique est donc lheure actuelle le plus large


Champ Position (RA DEC 2000) Relevs associsD1 02 :26 :00 -04 :30 :00 Dans W1D2 10 :00 :29 02 :12 :21 Dans le COSMOS/ACSD3 14 :17 :54 +52 :30 :31 Dans W3D4 22 :15 :31 -17 :44 :05 Autour du quasar LBQS2212-17W1 02 :18 :00 -07 :00 :00 Dans le XMM LSSW2 08 :54 :00 -04 :15 :00W3 14 :17 :54 +54 :30 :31 Dans le Groth StripW4 22 :13 :18 +01 :19 :00 Dans le VVDS 22h et UKIDSS DXS

TAB. 4.3 Positions des champs et relevs associs.

et le plus profond la fois, car sa profondeur est comparable celle des re-levs les plus profonds raliss ce jour dans le visible (HDF, UDF) mais surune surface 1000 fois plus tendue. Il pourra ainsi fournir des chantillonstrs importants, homognes et statistiquement bien dfinis sur de larges in-tervalles de redshift de luminosit et pour une grande plage denvironnement.Cest pourquoi il convient parfaitement la problmatique de ce travail.

Deep Aire (deg x deg) Filtre Profondeur limite Stratgie dob-servation

4 u* 28.711 x 660 secpar campagne

g 28.94.25 x 5 x 225sec par cam-pagne

r 28.55.25 x 5 x 360sec par cam-pagne

i 28.45.25 x 7 x 520sec par cam-pagne

z 27.05.25 x 5 x 360sec par cam-pagne

TAB. 4.4 Deep Synoptic : trois nuits par campagne et 5 campagnes par anont t utilises pour chacun des quatres champs. Le Tableau donne les pro-fondeurs limites attendues la fin du relev, sur chaque point du CFHTLS-Ddans les cinq filtres.

Les donnes photomtriques sont prtraites au CFHT grce aux proc-dures dElixir (Magnier et Cuillandre, 2004). La dtection et la photomtrieont t ralises Terapix grce au logiciel SExtractor (Bertin et Arnouts,1996). Plus de dtails sont donns sur le site internet de Terapix (http ://te-rapix.iap.fr). Nous utiliserons ici les catalogues directement issus de Terapix,avec quelques modifications.

Jusqu prsent ces catalogues ont t rendu publics tous les six mois,incluant chaque fois, les nouvelles observations faites par le tlescope, d-pendantes entre autres de la mto. Les versions successives des catalogues


incluent les nouvelles observations et sont de plus en plus profondes chaquefois.

Depuis le dbut de cette thse, nous avons analys trois versions succes-sives des catalogues photomtriques du CFHTLS/Deep. La premire version,trs prliminaire (appelle T01), comprenait des observations faites de juin2003 juillet 2004 et la deuxime version (T02) comprenait les observationsajoutes de juin 2003 juillet 2005. Les dernires donnes (que nous appelle-rons version T03 dans la suite) regroupent les observations faites depuis juin2003 jusqu septembre 2005. Les catalogues ont des magnitudes limites dedtection de plus en plus profondes et dans la version T03 les magnitudeslimites vont de ~26 ~28 (AB) selon les filtres et les champs considrs (Ta-bleau 4.6). Ces magnitudes limites ont t calcules en utilisant le calculateurDIET pour un seeing de 0.8",un SNR = 5 et calcul dans une ouverture de1.45 seeing = 1.15.

Bien que lon observe des galaxies jusquaux magnitudes limites, les chan-tillons ne sont pas complets jusqu ces magnitudes, cest dire quon com-mence perdre des galaxies des magnitudes moins profondes. Autrementdit on nobserve pas toutes les galaxies du champ qui ont des magnitudes plusfaibles que la magnitude de compltude. On dfinit la magnitude de compl-tude comme la magnitude pour laquelle on atteint la moiti de lchantillon surun histogramme cumul des magnitudes. On en donne un exemple Figure 4.2o lon a trac pour le champ D1, les histogrammes cumuls des magnitudespour chaque filtre.

Le Tableau 4.6 donne le temps dexposition total, les magnitudes limitesatteintes dans la version T03 des donnes du CFHTLSD ainsi que les magni-tudes de compltude pour les quatre champs, dtermines avec la mthodedes histogrammes cumuls. Pour un filtre donn, les magnitudes de com-pltude sont assez similaires pour les quatre champs. En ce qui concernela qualit dimage et le seeing final des images combines, les spcificationspour le CFHTLSD ont t dfinies selon les critres suivants : pour tous lesfiltres excepts u* et g, le seeing des images individuelles est meilleur que0.9". Pour u* et g, les limites de 1.1" et 1.0" respectivement. Ces valeurs sontcelles mesures dans lanneau central des CCD de la camra. Il faut soulignerque les images nont pas t prises avec un mme seeing dans tous les filtres.Nous verrons plus tard que nous avons du appliquer une correction sur lesmagnitudes pour compenser ces diffrences.

Les catalogues issus de Terapix que nous utiliserons par la suite, contiennentla position des objets dtects, leurs magnitudes et erreurs photomtriques as-socies dans les cinq filtres u*, g, r, i, z ainsi quun indicateur donnant desinformations sur ltat de saturation du CCD et sur la position des masques.En effet, des masques ont t utiliss pour cacher les toiles les plus brillantesdes champs de vue. Au total les catalogues comprennent plus de 1 600 000objets sur les quatres champs.

Pour gagner du temps dans le traitement des versions successives de cescatalogues, nous avons mis en place des procdures automatiques permettantde dterminer les redshifts photomtriques, de trier les objets, de selection-ner des chantillons et dextraire des caractristiques sous forme graphique,daprs des paramtres rentrs par lutilisateur.

Nous avons calcul les redshifts photomtriques de tous les objets descatalogues du Deep Survey ainsi que de 27 des champs du W1. Nos r-sultats ont t mis la disposition de la communaut sur un site ddi :


mu mg

mr mi

mz

1

Hist

ogra

mm

es c

umul

s d

es m

agni

tude

s

FIG. 4.2 Histogramme cumul des magnitudes pour le champ D1 (pourchaque filtre). La magnitude de compltude est celle pour laquelle on a at-teint la moiti de lchantillon (50%).


FIG. 4.3 Courbe de transmission des cinq filtres utiliss pour le CFHTLSDainsi que la rponse de la camra MegaCam.

http ://www.ast.obs-mip.fr/users/roser/CFHTLS_T0003/.Les donnes prsentes dans ce chapitre sont celles utilises pour ltude

effectue dans cette thse (T03). Au moment dcrire ces lignes, une nouvelleversion du CFHTLSD (T04) vient dtre publie. Nous discutons limpact de cesnouvellles donnes dans le chapitre 7, mais lensemble de nos rsultats restevalable quelle que soit la version du CFHTLSD utilise.

Filtre eff() eff () CAB(mag)u* 3865 454 0.324g 4920 1317 -0.050r 6287 1090 0.174i 7721 1326 0.411z 8890 1045 0.528

TAB. 4.5 Caractristiques de la photomtrie utilise : identifiant du filtre,longueur donde effective, largeur du filtre et correction AB. La correction AB(CAB) correspond mAB = mV ega + CAB (voir annexe B).


D1 D2Filter texp mlim mc texp mlim mc

u* 13.8 27.4 26.5 1.3 26.3 26.0g 12.4 27.8 26.0 8.8 27.6 25.8r 24.2 27.4 25.7 16.1 27.3 25.5i 55.8 27.3 25.5 34.9 27.1 25.0z 28.3 26.0 24.8 18.8 25.9 24.5

D3 D4u* 6.4 27.5 26.3 16.4 27.4 26.3g 11.8 27.8 26.0 13.3 27.7 26.0r 22.6 27.5 25.8 25.8 27.9 25.8i 47.7 27.3 25.4 55.0 27.1 25.2z 26.4 26.0 25.0 30.3 25.9 24.7

TAB. 4.6 Temps dexposition total (en heures), magnitude limites et magni-tudes de compltude pour les champs du CFHTLSD.

Troisime partie

Mesure des redshiftsphotomtriques et autres

caractristiques des galaxies dansle CFHTLSD

46

47

Introduction

Le dcalage spectral cosmologique (ou redshift not z) li lexpansion delUnivers, se traduit par un dcalage vers les grandes longueurs donde desraies spectrales et de lensemble du spectre pour les objets astronomiques.La dtermination du redshift des galaxies est essentiel pour connaitre leurdistance ainsi que leurs proprits dans leur rfren

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