tion de la masse stellaire et du
redshift
De la même façon que lors de notre étude Chapitre 9, il nous faut sélec- tionner un échantillon complet de galaxies pour étudier leurs propriétés en fonction de la masse stellaire. Nous conservons le même nettoyage initial des catalogues qui nous a permis d’enlever les étoiles, les objets saturés ou dans les masques, ainsi que les mauvais ajustements, et nous gardons la même sélection en termes de SNR que précédemment.
Dans le chapitre précédent, on cherchait à obtenir des échantillons com- plets en magnitudes absolues r’ et u* pour les besoins de l’étude. Ici, pour étudier l’évolution de la distribution en couleur des galaxies en fonction de la masse stellaire, nous avons besoin également d’échantillons complets en masse, par intervalle de redshift. Pour déterminer ces complétudes, nous réa-
lisons les histogrammes cumulés en fonction de la masse pour nos six in- tervalles de redshifts de 0 à 1.2. Sur la Figure 10.4 nous comparons deux
échantilons :
1. l’échantillon entier,
2. l’échantillon complet en magnitude r’ et u* à la fois (celui que nous avons utilisé pour notre étude Chapitre 9).
On observe évidemment que l’échantillon complet en magnitude est plus sélec- tif en termes de masse que l’échantillon entier. Nous présenterons les résultats de l’étude des propriétés des galaxies en fonction de la masse stellaire pour
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 124 Intervalle de zphot [0 ; 0.2] [0.2 ; 0.4] [0.4 ; 0.6] [0.6 ; 0.8] [0.8 ; 1] [1 ; 1.2] log(masse) 7.8 8.0 8.0 8.5 9.0 9.5 échantillon entier log(masse) 9.2 9.5 9.8 10.0 10.0 11.0 échantillon complet en u* et r’
TAB. 10.8 – Masses, en fonction du redshift, pour lesquelles les échantillons
sont complets. Elles ont été déterminées pour les échantillons entiers ainsi que pour les échantillons complets en u* et r’. La masse est exprimée en échelle logarithmique.
les échantillons complets en magnitude u* et r’ ainsi qu’en masse. Le Tableau 10.8 donne les masses stellaires de complétude pour les deux échantillons, par intervalle de redshift.
Nous nous interessons à l’évolution de la distribution en couleur des ga- laxies en fonction de la masse stellaire. Nous la représentons sur la Figure 10.5. On observe une claire bimodalité de la distribution en couleur des ga- laxies en fonction de la masse stellaire. La population bleue domine les in- tervalles de plus faibles masses et la population rouge domine les intervalles de masses les plus élevées. Il existe donc un seuil de masse au délà duquel s’effectue un changement de la population dominante. Ce changement de po- pulation dominante a lieu pour des masses entre 1010 et 1011 masses solaires quelque soit le redshift. La Figure 10.6 montre l’évolution de la fraction des populations rouges et bleues en fonction de la masse stellaire. Nous avons pris la même définition que précédemment pour séparer les deux populations ((u − r) > 1.3 pour la population rouge). Cette Figure montre que le change- ment de population a lieu pour des masses allant de ~3.109 pour 0.2<z<0.4 à ~2.1010 pour 1<z<1.2. On observe un léger décalage de la distribution vers les couleurs plus bleues quand le redshift augmente, mais ce bleuissement est beaucoup moins important que celui observé en fonction de la magnitude absolue Mr (Chapitre 9). Avec les données du SDSS, Kauffmann et al. (2003) trouve un changement de population dans l’Univers local (z<0.2) à une masse seuil de 3.1010masses solaires.
On peut également observer que la population rouge ((u − r) ' 2.5) est pré- sente de façon importante aux faibles masses log(masse) ∈ [9; 10] dans le pre- mier intervalle de redshift (0<z<0.2). Il semble qu’on ne la retrouve plus dans
l’intervalle de redshift suivant mais on ne peut pas vraiment conclure puisque
l’échantillon n’est plus complet en Mu et Mr pour cet intervalle de masse. Sur la Figure 10.7, nous nous sommes interessés à la distribution en masse des différents types photométriques des galaxies. Nous nous sommes servis des types grossiers fournis par Hyperz qui divisent la population en 5 types généraux : E, Sbc, Scd, Im et SB.
Nous avons tracé la distribution en masse des galaxies (que nous appele- rons ”fonction de masse”) par intervalle de redshift :
– pour les galaxies E représentant les galaxies ”early type”,
– pour les types Sbc et Scd qui représentant les galaxies plutôt ”late type”,
– ainsi qu’en regroupant les types Im et SB qui représentent les galaxies formant activement des étoiles.
On observe en premier lieu, une augmentation globale de la quantité de masse stellaire quand le redshift diminue, qui illustre bien le fait que la masse se conserve dans le temps. En intégrant l’ensemble de ces fonctions de masse
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 125
0.0 < z ≤ 0.2
0.2 < z ≤ 0.4
0.4 < z ≤ 0.6
0.6 < z ≤ 0.8
0.8 < z ≤ 1.0
1.0 < z ≤ 1.2
log(masse)
1Histogrammes cumulés des masses
FIG. 10.4 – Histogrammes cumulés des masses stellaires. L’échantillon com-
plet est tracé en trait pointillé. On a tracé en trait plein l’échantillon complet en bande r’ et u*. Les traits verticaux représentent les masses de complétude pour chaque cas.
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 126
log
(masse
)
1
Number density
(u − r )
(u − r )
(u − r )
(u − r )
[7.8 ; 8]
[8 ; 9]
[9 ; 10]
[11 ; 12]
[12 ; 13]
[10 ; 11]
0<z<0.2
0.2<z<0.4
0.4<z<0.6
0.6<z<0.8
0.8<z<1
1<z<1.2
FIG. 10.5 – Densité de galaxies (exprimée en 10−3galaxies par Mpc3) en fonction de la couleur au repos (u-r). L’évolution de cette relation est représentée en fonction du redshift et de la masse stellaire. On a superposé la distribution
de galaxies de l’intervalle 0.2<z<0.4 (en pointillé) à tous les diagrammes pour permettre une comparaison entre bas et haut redshift. Tous les échantillons
sont complets en masse stellaire. Les échantillons incomplets en magnitude u* et r’ sont situés à gauche de la ligne noire.
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 127
0.0 < z ≤ 0.2
0.2 < z ≤ 0.4
0.4 < z ≤ 0.6
0.6 < z ≤ 0.8
0.8 < z ≤ 1.0
1.0 < z ≤ 1.2
log(masse)
1Proportion of the two populations
FIG. 10.6 – Evolution de la proportion des populations de galaxies bleues
(en pointillé) et rouges (trait plein), en fonction de la masse stellaire. Tous les échantillons sont complets en masse stellaire. Sur chaque diagramme, les échantillons complets en magnitude u* et r’ sont situés à droite du trait verti- cal.
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 128 stellaire, on peut suivre l’histoire d’assemblage de la masse stellaire, de z~1.2 à nos jours. Ces résultats sont comparables à ceux obtenus par d’autres auteurs avec des méthodes photométriques similaires (voir par exemple Dickinson et al., 2003 ; et les autres références citées dans cet article).
La distribution des galaxies Im-SB montrent une masse maximale de ~1010.5 masses solaires jusqu’à z~0.6. A plus grand redshift, cette masse limite aug- mente progressivement pour atteindre ~1011.5 masses solaires à z~1.2. Cette augmentation, d’environ un ordre de grandeur, de la masse caratéristique des galaxies ayant un fort taux de formation stellaire illustre le phénomène du
downsizing que nous avons déjà évoqué auparavant. A noter également le fait
que la pente de la fonction de masse aux faibles masses est toujours beaucoup plus raide que pour les Sbc-Scd et E.
A bas redshift (z<0.4), les galaxies de type E sont présentes dans tous les intervalles de masses étudiées ici. Leur fonction de masse s’étend sur tout le domaine, avec une pente aux faibles masses beaucoup moins raide que pour les types ayant une formation stellaire active. On observe souvent un ”plateau” vers 1011 masses solaires. Au delà de ce plateau, il se peut que les distribu- tions soient affectées par des effets d’incomplétude en magnitudes absolues. On notera que les galaxies extrêmement massives sont beaucoup moins bien échantillonées à bas z, du fait du faible volume comobile observé.
Les galaxies de types intermédiares Sbc-Scd sont réparties également sur tout l’intervalle de masses mais avec un déficit en galaxies très massives avant z<1, comparé aux distributions des E, ainsi qu’un déficit en galaxies très peu massives dés z~0.4, par rapport aux distributions des Im-SB. Leur comporte- ment est intermédiaire entre celui des early type et celui des galaxies à sur-
sauts de formation stellaire.