2.4 Le choix des données
4.1.2 Construction d’une séquence morphologique pour les galaxies sub-M*
L’objectif est de construire, pour les galaxies de l’échantillon telles que Mstar < 1, 5× 1010 M
une séquence morphologique similaire à celle de Delgado-Serrano et al. (2010) (voir figure 1), allant des galaxies elliptiques et lenticulaires aux galaxies spirales, séparées entre la branche des spirales barrées et non barrées. Le nombre de galaxies classées dans chaque catégorie (E, S0, Sp, Pec) est donné en table 4.2.
Disseau et al. (2015)
Echantillon Local Echantillon Distant
E 12±4% 3±2%
S0 2±1% 2±1%
Sp 58±8% 51±7%
Pec 28±6% 44±7%
Table4.2 – Fractions numériques de galaxies sub-M* (M∗ < 1, 5 × 1010 M
) dans chaque
classe morphologique. Le décalage spectral médian de l’échantillon local est 0,029 et celui de l’échantillon distant 0,53. Les incertitudes indiquées correspondent aux fluctuations de Poisson et sont calculées comme√N /N où N est le nombre d’objets.
4.1. CLASSIFICATION MORPHOLOGIQUE : RÉSULTATS Décompte des barres
Les galaxies spirales sont départagées entre les barrées et non barrées. Si pour les galaxies les plus massives et les plus grandes, la barre a souvent pu être prise en compte dans l’ajustement avec GALFIT, cela est rarement le cas des galaxies de plus faible masse, celles-ci étant souvent plus petites et la résolution insuffisante pour résoudre la composante centrale en un bulbe et une barre. La barre est cependant identifiable soit à l’aide de l’analyse qui a été faite avec à la fonction ellipse d’IRAF, soit par l’examen des résidus : dans le cas où une barre est présente mais n’a pas été prise en compte dans l’ajustement, un résidu allongé au centre apparait. Cette analyse n’est cependant possible que pour les galaxies vues de face, et devient bien trop incertaine sur les galaxies vues de côté, du fait notamment de l’extinction par la poussière qui empêche de bien identifier les sous-structures de la galaxie. Pour cette raison, la fraction numérique de galaxies barrées et non barrées a été déterminée sur les sous-échantillons de galaxies telles b/a > 0, 5, a et b étant respectivement les demi-grands et petits axes de la galaxie (soit sur un sous-échantillon de 68 galaxies à disque dans l’Univers local et de 78 galaxies à disque dans l’Univers distant).
Calcul de la brillance de surface centrale
Lorsqu’un disque est présent, la brillance de surface centrale de celui-ci est calculée à l’aide des paramètres structurels rd (son rayon d’échelle) et mag (sa magnitude), suivant l’équation 1.1, puis
corrigé de l’effet de dimming cosmologique dépendant du décalage spectral z :
µ0 = mag + 2, 5 log(2πrd2)− 10 log(1 + z) (4.1)
Comme évoqué au chapitre 1, les effets dûs à l’inclinaison de la galaxie suivant la ligne de visée, que ce soit l’augmentation de la brillance de surface du fait du plus grand nombre d’étoiles sur la ligne de visée, ou au contraire les effets d’extinction par la poussière, sont peu contrôlables. Cet effet de l’inclinaison sur le calcul de la brillance de surface centrale est mis en évidence dans la Figure 4.1, montrant que la valeur médiane de brillance de surface pour les galaxies telles que b/a ≤ 0, 5 est une magnitude plus faible que celle des galaxies telles que b/a ≥ 0, 5. Pour cette raison, comme dans le cas du décompte des barres, les fractions de galaxies LSB ont été calculées pour des sous-échantillons de galaxies telles que b/a ≥ 0, 5. Pour ces sous-échantillons local et distant, la distribution en brillance de surface est montrée en Figure 4.2. Les médianes des distributions valent 20,7 mag.arcsec−2 et
20,2 mag.arcsec−2 pour l’échantillon local et l’échantillon distant respectivement, avec un écart-
type de 1 mag.arcsec−2 pour les deux échantillons. Ce décalage de 0,5 mag.arcsec−2 entre les deux
distributions correspond à ce que l’on attend en considérant une évolution stellaire purement passive sur 5 milliards d’années (Charlot et al., 1996), c’est-à-dire en considérant l’évolution des étoiles nées dans une galaxie lors d’un premier sursaut de formation stellaire et sans autre formation stellaire ultérieure. Suivant ce qui a été souvent fait dans la littérature, nous avons décidé de définir les galaxies à faible brillance de surface comme les galaxies dont la brillance de surface du disque est supérieure à 1σ au-dessus de la médiane de la distribution, ce qui donne des seuils respectifs de 21,7 mag.arcsec−2 (local) et 20,2 mag.arcsec−2 (distant) pour définir le régime à faible brillance de
surface.
Séquence morphologique
Le résultat de la classification des galaxies sub-M* est résumé en figure 4.3 : chaque image représente une proportion de 5%. Contrairement aux galaxies plus massives, les galaxies spirales
Figure 4.1 – Influence de l’inclinaison sur le calcul de la brillance de surface. A gauche est tracée la relation entre la brillance de surface centrale des disques calculée selon l’équation 4.1 d’après les résultats des ajustements par GALFIT, et le rapport entre les demi petit et grand axes des disques pour les galaxies locales. La figure de droite montre l’histogramme en brillance de surface centrale pour toutes les galaxies de l’échantillon local (la médiane vaut 21,1 mag.arcsec−2), et en
rouge est superposée la distribution en brillance de surface pour les disques tels que b/a > 0, 5 (la médiane vaut alors 20,7 mag.arcsec−2). Ces figures montrent le biais dû à l’inclinaison de la galaxie
4.1. CLASSIFICATION MORPHOLOGIQUE : RÉSULTATS
Figure 4.2 – Histogrammes des brillances de surface centrales des disques des galaxies locales (à gauche) et distantes (à droite), pour les galaxies faiblement inclinées par rapport à la ligne de visée (b/a > 0, 5). Les valeurs médianes des distributions valent respectivement 20,7 mag.arcsec−2 et 20,2 mag.arcsec−2 pour les échantillons local et distant, et l’écart-type des deux
distributions vaut 1 mag.arcsec−2. Les intervalles de brillance de surface correspondant aux galaxies
LSB, définies comme les galaxies de brillances de surface centrale 1σ plus faible que la médiane de la distribution, sont coloriés en bleu.
ont des bulbes peu proéminents : 77% et 92% des galaxies ont des rapports B/T < 0,1 dans les échantillons local et distant, respectivement.