Con lusion et perspe tives

Nous avons
etudi
e dans e hapitre l'
emissiondiuse a 60, 100 et 170

µm

et ses ou-leurs. Nos deux r
ef
eren es pour les trois ouleurs asso i
ees
etaient elles de Boulanger (2000) et elles mesur
ees dans la premiere partie de la these, pour l'
emissiondes irrus, moyenn
ee sur de larges r
egions, et elles du modele de Laga he et al. (2003), pour les u tuations du FDIE. Nousavons enlev
e le HI des irrus agrande
e helle, premierement a 37minutes d'ar (ave des donn
ee Dwingeloo et Parkes) et deuxiemement a9 minutes d'ar (ave des donn
ees GBT). Dans lepremier as, les ouleurs al ul
ees reposent entre lesdeux s
eries de valeurs de r
ef
eren e; e i montre que nous avons un m
elangedes deux signaux attendus dans la gamme de brillan e
etudi
ee. Nous remarquons une faible ten-dan e de es ouleurs a etre plus pro hes des ouleurs pr
edites pour les u tuations du FDIE (ave des di
eren es plus faibles que 15%) que des ouleurs onnues de irrus (les di
eren es sontde l'ordrede30% ouplus).Lesstru turesrestantes sont bien orr
el
ees de

nouspouvonsnousattendrea equ'ilnerestequedesanisotropiesduFDIE.Unargument majeurdans e sensreposesur letravaildeMiville-Des henesetal.(2002b).Ilsanalysent lespe tredepuissan e des irrusdans desr
egionsde faiblebrillan e(brillan etotaleplus faibleque 3MJy/sr) aux meme longueurs d'ondeque nous, et trouvent que les anisotro-piesdu fondsontprobablementdomin
eespar les irruspourdes fr
equen es spatialesplus petitesque 0.02'

−1

,don des
e helles spatialesplus grandes que

≃

50'; etqu'au ontraire, lesanisotropiesdu fonddominentades fr
equen es spatialesplus grandes.De leurtravail, onpeut on lure que e qui reste des irrus en dessous de 9' est n
egligeable par rapport au signal du FDIE et de ses u tuations. Cependant, bien que les stru tures r
esiduelles soienten orebien orr
el
ees debandeabande,les ouleurs al ul
ees nesontpas ena ord ave les pr
edi tions du modele de Laga he et al. (2003), et se rappro hent plutot des ouleursde irrus,pourB(100)/B(170).Cela peutinduirequeles ouleurs pr
edites parle modele ne sont pas orre tes et que le FDIE a des ouleurs pro hes de elles des irrus! Il faut se rappeller que les u tuations du FDIE sont faites de galaxies r
epandues sur toutun domainede redshiftsetqueses ouleurspeuvent varierd'uner
egional'autre.Un autreargumentenfaveurdesu tuationsduFDIEpour esignalr
esiduelestl'absen e de d
ete tion en CO qui pourrait tra er la poussiere asso i
ee au gaz mol
e ulaire.La ompo-santedegaz ionis
eejoueelleaussi unfaibleroledanslesr
esidus.Les artes pr
esent
ees i i (Figure3.1) donnent don un aper u de l'aspe t des u tuations du FDIE. Les ouleurs seules n'
etaient pas susantes pour faire la s
eparation de omposantes  irrus / FDIE, et il nous a fallu utiliser l'information spatiale du spe tre de puissan e des irrus pour on lure quant au signal dominant les artes r
esiduelles, et qui est don onstitu
e des anisotropiesdu FDIE.

Parmi lesautres
etudesde ouleuretde s
eparation de omposantes, Matsuhara etal. (2000), ont ee tu
e une
etude du `Lo kman Hole', en utilisant
egalement un graphe de dispersion. Ils ont masqu
e les sour es brillantes et ont onvolu
e les artes pour se pla er a la meme r
esolution. L'
etude est men
ee entre 170 et90

µm

. Bien que le graphe de dis-persionsoit
etal
e,unepentede orr
elationpluspetitequela ouleurdes irrusesttrouv
ee.

Kiss etal. (2001),ont
egalement
etudi
e las
eparation de omposantes entre les irrus etles u tuations du FDIE en utilisant des donn
ees ISOPHOT. Ils ont trouv
e,dans des r
egionsde faiblebrillan e(<B>

≤

3-5MJy/sr), un terme poissonnien interpret
e omme
etant du FDIE et ont trouv
e omme amplitude de ses u tuations : 0.11

±

0.03 MJy/sr a 90

µm

et 0.06

±

0.02 MJy/sr a 170

µm

. Ce i mene a un rapport B(90)/B(170)=1.8 environ. C'est lairement in ompatible ave la valeur moyenne que nous avons obtenu, nous. De plus, 'est tres loin de la ouleur attendue pour les irrus (

≃

0.5) et pour les u tuationsdu FDIE(

≃

0.7).Unevaleurde ouleurde 1.8 orrespondraitaun orpsnoir modi
e de temp
erature
egalea environ29.6 K.

Poursuivantnotre
etude,laquestion seraitmaintenant de savoirsi onsera apablede s
eparerles irrusdesu tuationsde FDIEaplusgrandelongueurd'onde(enutilisantpar exempleHers hel etPlan k). Nousserontalors loindu pi d'
emission,ala foisdes irrus et du FDIE. Le modele de Laga he et al. (2003), nous permet de al uler la variation du rapport des anisotropies du FDIE sur les irrus en fon tion des longueurs d'onde. Ce rapport est report
e dans la table 3.5, apres normalisation a la valeur a 170

µm

. Pour une densit
e de olonne de 10

20

H/ m

2

, les sour es d
ete t
ees sont enlev
ees jusqu'a un ux de 1 Jy, et l'int
egrale du spe tre de puissan e des irrus et du FDIE est ee tu
ee entre une minute d'ar etun degr
e.Nous trouvons

σF DIE/σcirrus =

10a170

µm

pour une densit
e de olonne de

1020Hcm−2

. Notons que les valeurs de la table 3.5 ne prennent pas en omptela partie orr
el
ee du FDIE, qui augmentera l'
e art-typedu FDIE,

σF DIE

. Le rapport

σF DIE/σcirrus

don d
e roit de 60 a 170

µm

, puisque le spe tre des irrus pique autour de 140-170

µm

; le rapport augmente ensuite, de 170 a 1300

µm

. Cette augmentation ave la longueur d'onde est attendue, puisque le spe tre du irrus d
e roit plus vite que elui du FDIE. Les u tuations du FDIE dominent alors de plus en plus le signal astrophysique. L'avantage aux longueurs d'onde submillim
etriques par rapport au 60

µm

est que l'
emission des irrus est faite par les gros grains, bien tra
es par les relev
es HI, et non par les tres petits grains dont l'abondan e etla ouleur varient d'une r
egion a l'autre.Mais il se peut quel'augmentation du rapport des
e art-types des deux omposantes ne susepas pour s
eparer, ave les ouleurs, lesdeux omposantes, et qu'il nousfailletoujoursutiliserl'informationduspe tredepuissan e onjointementpour faire ette s
eparation.

λ [µm]

60 100 170 350 550 850 1300

σCIB/σcirrus

3.7 1.6 1. 1.6 2.4 2.9 4.2

Tab. 3.5: Rapportdesu tuations duFDIEsurles irrus(pourN

HI = 10²⁰cm⁻²

),a 60,100, 170,350, 550,850 and1380

µm

, normalis
e a lavaleur trouv
ee a 170

µm

.

Corr
elation des u tuations du FDIE

4.1 Introdu tion

La orr
elationdes galaxiesad
eja
et
emesur
ee en optiquelorsquede grands atalogues de sour es sont disponibles. En infrarouge, e n'est pas le as. Bien que le fond soit ompetement r
esolu a 15

µm

, le nombre de galaxies d
ete t
ees est insusant pour faire une fon tion de orr
elation. Dans le domaine submillim
etrique, seuls Blain et al. (2004) ont mesur
e ette fon tion a 850

µm

. Ce sera fait a 24

µm

ave les galaxies d
ete t
ees par SPITZER. A 170

µm

, o u moins de 5% du fond est r
esolu, le seul moyen d'avoir une information sur la distribution spatiale des galaxies est d'
etudier les u tuations du FDIE. La orr
elation des u tuations du FDIE indique la maniere dont se regroupent les sour es formant es u tuations, 'est-a-dire les galaxies infrarouges lointaines. Pour une distribution ompletement al
eatoire des galaxies lointaines, on observera un spe tre de puissan e (ou une fon tion de orr
elation) plat. Si, au ontraire, les galaxies sont regroup
ees ades
e hellesparti ulieres,ondevraitobserverunpi ,unepenteoutoutautre trait ara t
eristique dans la fon tion de orr
elation ou le spe tre de puissan e (les deux
etant li
es). C'est e deuxieme as qui est attendu, puisque dans le adre de la formation hi
erar hique des stru tures, lesgalaxies se forment lelong des lamentsde matierenoire etauxnoeudsde es derniers;ellesontdon uner
epartitionspatialeparti uliere.Perrotta et al.(2003) pr
edisent le spe tre de puissan e des u tuationsdu FDIE qui est pr
esent
e surlagure4.1.Knoxetal.(2001)pr
edisentquantaeuxunpi de orr
elationentre deux et inqdegr
es. Ce hapitreest onsa r
eaunetentativeded
ete tionde la orr
elationdans lesu tuations du FDIE.

Dans le document Les fluctuations du fond diffus extragalactique et ses avant-plans, de l'infrarouge au domaine millimétrique (Page 102-106)