g´en´eral
Le but de ce travail est de fabriquer un catalogue unique qui int`egre toute l’infor- mation originale des catalogues de paires de galaxies disponibles. Manifestement, le nombre de sources exploit´ees n’est pas exhaustif. Mais les 18 catalogues s´electionn´es, et de mani`ere plus pr´ecise, les 8 catalogues principaux, repr´esentent une tr`es large contribution dans le domaine de paires de galaxies. Dans les sections pr´ec´edentes, ces catalogues ont ´et´e compar´es et les tableaux 1 et 2, en annexe B, regroupent toutes les informations n´ecessaires pour construire un catalogue global. En effet, pour les
142 7.3.4 Catalogues “secondaires” catalogues primaires : toutes les paires initiales qui ne sont pr´esentes qu’une seule fois sont logiquement pr´eserv´ees. Les paires rep´er´ees dans plusieurs catalogues et ne pr´esentant pas de contradictions de composants sont aussi pr´eserv´ees. Toutes les paires correspondant aux cas suivants sont rejet´ees : - si un composant de la paire n’est pas r´esolu, - si les deux composant initiaux se r´ev`elent ˆetre une galaxie unique, - si la paire doit ˆetre red´efinie en un multiplet sup´erieur, - si deux paires de galaxies partagent un composant commun. Les nouvelles paires d´ecouvertes lors de la mise `
a jour sont pr´eserv´ees. Il est important de pr´eciser que la s´election effectu´ee sur les catalogues secondaires (pr´esent´ee par le tableau A2) est d´ej`a nettoy´ee des paires de galaxies inexploitables. Cette s´election est donc utilis´ee directement.
Des 5564 galaxies initiales provenant des 18 catalogues, la s´election finale contient un ensemble de 3844 galaxies originales (1922 syst`emes doubles). La totalit´e du ca- talogue est pr´esent´ee dans le tableau 3 dans l’annexe C. Celui-ci regroupe l’ensemble des paires suivant l’ordre croissant des ascensions droites de chaque premier com- posant. Afin de pourvoir poursuivre l’´etude de la dynamique des paires de galaxies, plusieurs donn´ees observationnelles sont mises `a jour. Voici la description des donn´ees propos´ees :
Colonne 1 : “Index” - Index num´erique du catalogue. Chaque syst`eme double est identifi´e par un nombre et les composants par les lettres ’a’ ou ’b’.
Colonne 2 : “PGC #” - Num´ero PGC de la galaxie utilis´e dans la base de donn´ees LEDA.
Colonne 3 : “Other name” - Nom de la galaxie utilis´e dans le base de donn´ees NED. Colonne 4 : “al 2000” - Ascension droite en d´ecimales d’heures bas´ee sur la r´ef´erence J2000. Source LEDA.
Colonne 5 : “de 2000” - D´eclinaison en d´ecimales de degr´es bas´e sur la r´ef´erence J2000. Source LEDA.
Colonne 6 : “M. c.” - Code num´erique du type morphologique utilis´e par de Vau- couleurs, d´efini dans le catalogue RC2. Source LEDA.
Colonne 7 : “BT” - Magnitude photom´etrique apparente totale (asymptotique) cor-
rig´ee dans la bande B. Source LEDA.
Colonne 8 : “Ks” - Magnitude apparente dans la bande Ks(“short” infrarouge, λ=
2.17 µm ). Source 2MASS.
Colonne 9 : “VLG” - Vitesse corrig´ee par le mouvement relatif du soleil vers le centre
de masse du Groupe Local de galaxie. La correction utilis´ee provient du travail de Yahil et al. (1977), `a savoir VLG = V +295 (sin l∗cos b)−79.1 (cos l∗cos b)−37.6 sin b.
La proposition plus r´ecente de Courteau & van den Bergh (1999) n’apporte aucune diff´erence notable.
• Magnitudes photom´etriques en bande B :
Les donn´ees sur les magnitudes en bande B (λ= 0.44 µm, ν= 6.81×1014 Hz) sont r´ecolt´ees via la base de donn´ees LEDA. Il s’agit (avant correction) de la magnitude totale (asymptotique) en bande B telle qu’elle est d´efinie dans le catalogue RC3 (de Vaucouleurs et al., 1991). De nombreuses r´ef´erences de mesure sont utilis´ees pour regrouper un maximum de magnitudes. Ces derni`eres sont alors converties au syst`eme de magnitude BT du catalogue RC3 (Paturel et al., 1994; Prugniel & Heraudeau,
1998) pour minimiser les biais et les effets de perturbation li´es `a la m´ethode de mesure. Ces magnitudes sont ensuite corrig´ees des divers effets d’extinctions : i) extinction due `a l’absorption du signal par notre galaxie, ii) extinction due `a l’absorption du signal par la structure mˆeme de la source (par exemple, pr´esence d’un disque de poussi`ere), iii) K-correction qui corrige le flux re¸cu (dans la bande B) par un facteur prenant en compte le d´ecalage spectrale de la source.
• Magnitudes photom´etriques en bande Ks :
Les magnitudes dans l’infrarouge proche sont collect´ees dans le catalogue des sources ´etendues (XSC, Extended Source Catalog) du relev´e 2MASS5 (Two Micron All Sky Survey). Ce relev´e couvre 99,98% du ciel et comporte 1 647 595 sources ´etendues. Celles-ci sont principalement des galaxies (97%) et de mani`ere marginales des sources non r´esolues situ´ees dans notre Galaxie (par exemple, r´egions HII, n´ebuleuses plan´e- taires, n´ebuleuses pas r´efection). Trois bandes photom´etriques dans le proche infra- rouge sont explor´ees, J (1,24 µm), H (1,66 µm) et Ks (2,16 µm) durant des temps
d’exposition tr`es courts (7.8 secondes). Nous nous int´eressons aux magnitudes en bande Ks. L’information principale est donc la magnitude du flux total (d´esign´ee
K s total dans la base NED et k m ext dans la base de donn´ees 2MASS). Elle est ´evalu´ee en prenant une premi`ere mesure du flux d´elimit´e par l’isophote de brillance de surface (µ=20 mag.arcsec−2), puis en ´etendant la mesure du flux par l’int´egration de la brillance de surface allant jusqu’`a 4 fois la taille caract´eristique de la source. Cette magnitude est brute car elle ne prend pas en compte les corrections d’extinction par absorption (mˆeme si cette correction est bien plus faible que pour la bande B), la K-correction ou encore les effets d’´evolution (Bell et al., 2003).
• Vitesses radiales :
Les vitesses propos´ees ont ´et´e r´ecolt´ees sur les bases de donn´ees LEDA et NED. Chaque base propose plusieurs vitesses possibles provenant de divers travaux. Les vi- tesses disponibles sont d´eduites du d´ecalage spectrale de la source dans des domaines photom´etriques optiques (incluant la raie Hα) ou radios (raie HI `a 21 cm). L’´etape suivante consiste en une s´election pragmatique sur cet ensemble de donn´ees : la vi- tesse retenue pour une galaxie sera celle dont l’erreur de mesure est la plus faible. Ce choix n’est pas sans d´efauts car certaines donn´ees plus anciennes (notamment optiques) sont exag´er´ement pr´ecises, mais cela ne repr´esente qu’un faible taux sur l’ensemble de la s´election. La r´ef´erence sur la m´ethode utilis´ee est report´ee `a la fin de la colonne des vitesses s´electionn´ees, entre parenth`ese. La valeur 1 repr´esente une vitesse propos´ee par LEDA et utilisant une mesure HI. La valeur 2 repr´esente une vitesse propos´ee par LEDA et utilisant une mesure optique. La valeur 3 repr´esente une vitesse propos´ee par NED et utilisant une mesure HI. La valeur 4 repr´esente une vitesse propos´ee par NED et utilisant une mesure optique. La valeur 5 repr´esente une vitesse propos´ee par NED et dont la m´ethode n’est pas pr´ecis´ee ou pr´esentant des incoh´erences.
Nous allons `a pr´esent ´etudier les caract´eristiques principales du catalogue propos´e.
144 7.5.1 Types morphologiques Code morphologique Nombre de galaxies -4 -2 0 2 4 6 8 10 0 100 200 300 400 E L p S I 10 20 30 40 50 60
Type morphologique de Hubble
Distribution des galaxies (%)
Fig. 7.5 – Distribution des galaxies du catalogue en fonction de leur code morpho- logique num´erique d´evelopp´e par de Vaucouleurs (figure de gauche). R´epartition des galaxies du catalogue en fonction des types morphologiques de Hubble (figure de droite).
-6 -5 -4 -3 -2 -1 0 1 2
cE E(0-7) E(cD) SO− SO◦ SO+ SO/a , Irr-O Sa Sab
3 4 5 6 7 8 9 10 11
Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm Irr-m dIrr
Tab.7.1 – Correspondance entre les codes morphologiques d´efinis par de Vaucouleurs et les types morphologiques de la classification de Hubble (compl´et´es par les galaxies naines).