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Les contraintes fournies par cette ´etude sur la densit´e cumul´ee d’´emetteurs dans la raie Lyman-α peuvent ˆetre compar´ees d’une part `a des observations du mˆeme type effectu´ees par d’autres groupes, d’autre part aux pr´edictions des mod`eles num´eriques de formation des galaxies.

La majorit´e des sondages cherchant `a identifier des sources Lyman-α `a z ∼ 5 utilisent la technique du filtre en bande ´etroite en champ vide, avec un champ de vue beaucoup plus large que notre projet, et de la spectroscopie de confirmation. Pour chacun des r´esultats publi´es par ces groupes, les mesures du nombre d’objets d´etect´es et du volume comobile explor´e sont utilis´ees pour comparer les valeurs de densit´e cumul´ee d’objets n (> L) avec nos propres donn´ees (Figure 2.26, carr´es). Parmi les publications existantes, seuls les sondages syst´ematiques, c’est `a dire non biais´es par la d´ecouverte chanceuse de telles sources, ont ´et´e retenus.

Par ailleurs, plusieurs estimations du taux de SFR moyen ont ´et´e fournies par diff´erents groupes dans ce domaine de z, `a partir de mesures faites sur les LBGs. Celles-ci peuvent se comparer avec nos r´esultats en appliquant une conversion di- recte entre le SFR et la luminosit´e Lyman-α par les calibrations de Kennicutt (1998) (Figure 2.26, croix). Une telle comparaison se limite cependant `a des ordres de gran- deur, `a cause des propri´et´es sp´ecifiques de l’´emission Lyman-α (voir section 1.2.3), qui n’est pas un traceur fiable pour le SFR.

Tout en restant en accord direct avec les donn´ees observationnelles d’autres groupes, notre ´etude a permis d’apporter des contraintes sur l’abondance cumul´ee d’´emetteurs Lyman-α, dans le domaine 4.5 < z < 6.7, `a des niveaux de luminosit´e beaucoup plus faibles (au moins un ordre de grandeur) pour cette raie. Ceci est dˆu `a l’action combin´ee d’une recherche spectroscopique moins biais´ee vers la d´etection de raies ayant une largeur ´equivalente ´elev´ee (comme c’est le cas pour les sondages avec un filtre en bande ´etroite) et de l’amplification gravitationnelle.

Enfin, nos observations peuvent se comparer avec les pr´edictions des mod`eles th´eoriques. D’une part, un rapprochement direct avec le mod`ele plausible de Haiman & Spaans (1999), prenant en compte la suppresion de formation stellaire dans les halos de faible masse, montre une pente de la densit´e cumul´ee d’objets proche de nos mesures, mais situ´ee un ordre de grandeur au-dessus (Figure 2.26, courbe pointill´ee). Ce facteur peut s’expliquer en faisant intervenir des relations d’´echelle diff´erentes sur l’efficacit´e de formation stellaire.

D’autre part, on peut adopter une conversion simple entre la masse d’un halo de mati`ere noire M et la luminosit´e lyman-α L, en supposant que les halos convertissent 10% de leur masse baryonique en ´etoiles, et que seule une fraction fα des photons

ionisants produits sont convertis en ´emission Lyman-α. Un tel mod`ele, appliqu´e `a la fonction de masse des halos fournie par un Press-Schechter ´etendu (Sheth et al., 2001), donne une fonction de luminosit´e Lyman-α cumul´ee bien sup´erieure `a nos estimations (Figure 2.26, courbe pleine), et avec une pente plus importante.

Nos observations semblent donc indiquer la d´etection de l’effet de suppression de la formation stellaire dans les halos de faible masse, effet non pris en compte par ce type de mod`ele.

Fig. 2.26:Contraintes sur l’abondance d’´emetteurs Lyman-α `a z ≃ 5, provenant de la Figure 2.25, compar´ees `a d’autres ´etudes pour chacun des deux ´echantillons consid´er´es. Les carr´es correspondent aux sondages d’´emetteurs Lyman-α par Hu et al. (1998, 1999, 2002a, 2004); Martin & Sawicki (2004); Rhoads & Malhotra (2001); Rhoads et al. (2003); Kodaira et al. (2003); Ouchi et al. (2003); Maier et al. (2003). Les croix sont des estimations de SFR sur des LBGs `a z ∼ 5 par Stanway et al. (2003); Yan et al. (2003); Iwata et al. (2003); Fontana et al. (2003); Lehnert & Bremer (2003), “converties” en luminosit´e Lyman-α (voir texte principal). Les pr´edictions de Haiman & Spaans (1999) sont indiqu´ees par la courbe pointill´ee, et la densit´e num´erique cumul´ee n (> M ) de halos “convertie” en luminosit´e Lyman-α par la courbe en trait plein (voir texte principal). Pour cette fonction, les valeurs correspondantes de la masse et de la densit´e num´erique sont donn´ees en bordure sup´erieure et droite, respectivement.

Contraintes sur les param`etres

physiques de galaxies `a grand

d´ecalage spectral

3.1

Introduction

La technique des redshifts photom´etriques est `a la fois tr`es efficace et tr`es promet- teuse pour ce qui concerne la recherche de galaxies distantes. En effet, il s’av`ere sou- vent impossible d’effectuer un relev´e spectroscopique complet de toutes les sources d’un champ donn´e, et une s´election bas´ee uniquement sur un crit`ere couleur-couleur est limit´ee `a un certain domaine de d´ecalages spectraux en fonction des filtres utilis´es. Souvent, l’information photom´etrique se trouve dans davantage de bandes spectrales, et il paraˆıt naturel de la recouper dans son int´egralit´e.

De plus, pour le cas de sources dont on a identifi´e la valeur de z pr´ecis par de la spectroscopie, les mˆemes outils utilis´es pour d´eterminer des redshifts photom´etriques permettent d’ajuster `a la photom´etrie des param`etres li´es `a la physique de l’objet, comme la masse stellaire, l’ˆage ou le rougissement, en fixant la valeur de z. Ce type de r´esultat est tr`es important pour les galaxies distantes, lorsque l’information spec- troscopique disponible se limite essentiellement `a la partie ultraviolette de l’objet au repos.

Une des applications de cette technique dans le champ des amas de galaxies est une ´etude syst´ematique du redshift photom´etrique sur des images multiples, iden- tifi´ees `a partir d’une combinaison d’images du t´elescope spatial (dont la r´esolution permet d’identifier pr´ecis´ement la forme des arcs et les s´eries d’images multiples) et d’observations faites au sol. Elle a permis d’identifier des galaxies `a z ≃ 4 (Pell´o et al., 1999b), par l’utilisation combin´ee du domaine de z estim´e `a partir du redshift photom´etrique et celui ´evalu´e `a partir du mod`ele de masse de l’amas. Le recoupe- ment de ces deux informations s’effectue `a partir de la distribution de probabilit´e du d´ecalage spectral (Pell´o et al., 1999a).

Des observations compl´ementaires dans le domaine proche infrarouge sur un de ces objets ont par la suite ´et´e analys´ees par Bunker et al. (2000). A z ≃ 4, ces filtres couvrent une partie du spectre plus ´eloign´ee de l’ultraviolet au repos, et ap- portent des contraintes sur la population stellaire contenue dans les galaxies. De plus, l’´etirement en surface des images de la source par l’effet d’amplification per- met de r´esoudre les galaxies pour en ´etudier les diff´erentes composantes de mani`ere ind´ependante.

Si on cherche `a effectuer le mˆeme travail `a plus grand d´ecalage spectral (z > 6.5), la spectroscopie devient tr`es d´elicate, la raie Lyman-α fournissant l’information sur z ´etant translat´ee dans le proche infrarouge o`u la transmission atmosph´erique et la sensitivit´e des d´etecteurs d´ecroˆıt fortement. L’utilisation maximale de la pho- tom´etrie est alors privil´egi´e, car moins coˆuteuse en temps d’observation : plusieurs groupes ont ainsi recherch´e des sources `a z ∼ 6 − 6.5, par leur non-d´etection dans le visible et leur flux important dans la bande Z (Bouwens et al., 2003b; Yan et al., 2003; Dickinson et al., 2004).

Ce chapitre pr´esente des r´esultats obtenus pour une source tr`es amplifi´ee `a z ≃ 7., identifi´ee dans la bande Z en arri`ere plan de l’amas Abell 2218, au travers de la configuration de ces images multiples. La d´etection de cette source sur des images dans le proche et le moyen infrarouge ont permis de faire un ajustement de sa photom´etrie par des mod`eles, et d’en d´eduire les propri´et´es physiques intrins`eques de cet objet.

3.2

Etude d’une galaxie `a z ≃ 7 amplifi´ee par