La Figure 9.7 trace la distribution en Σ10 de l’échantillon du CFHTLSD. Pour étudier le comportement des galaxies pour différentes valeurs de la den- sité locale projetée, on sépare notre échantillon en cinq régimes de Σ10 al- lant de la densité la plus faible à la densité la plus élevée. Les cinq régimes sont représentés par les traits verticaux en pointillées sur la Figure 9.7 : Σ10 = [0, 2]; [2, 6]; [6, 12]; [12, 30] et ≥ 30. Pour choisir ces intervalles nous avons réalisé plusieurs tests en essayant d’obtenir à la fois une bonne statistique dans chaque intervalle ainsi que des valeurs les plus extrêmes possibles des régimes de densité. La densité médiane de l’échantillon de galaxies est de Σ10 ∼ 5Mpc−2. Les régimes considérés couvrent un large intervalle de den- sité, des régions très peu denses (qui sont moins denses d’un facteur ~2 par rapport à la valeur médiane), jusqu’aux densités typiques trouvées dans les amas riches, en passant par les densités typiques des groupes (Σ10∼ 10 ).
Nous présentons ci-après les tendances observées de la distribution en cou- leur des galaxies en fonction de la densité locale projetée.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES104
FIG. 9.7 – Distribution en Σ10 des galaxies des champs du CFHTLSD. Les traits verticaux en pointillés délimitent les 5 régimes de densité considérés dans l’étude.
Les Figures 9.8 à 9.10 montrent la distribution en couleur des galaxies par intervalle de redshift, par intervalles de magnitudes et pour chaque régime
de densité. Sur chaque graphique on superpose la distribution en couleur de l’intervalle deredshift 0.2< z < 0.4, pour comparer les distributions de l’Univers
proche à celles des redshifts supérieurs.
Remarque : on montre pour information tous les intervalles de magnitudes inférieures à Mr = −20, même si les échantillons ne sont pas complets tout le temps jusqu’à ces magnitudes. Il faut noter que l’incomplétude photométrique affecte de la même façon tous les intervalles de densité locale.
La statistique pour l’intervalle z ≤ 0.2 est très pauvre ainsi que pour l’in- tervalle Σ10 ≥ 30 car peu d’amas riches ont pu être observés dans les champs du CFHTLSD étant donné le petit volume échantillonné (d’autant plus que nous avons encore éliminé des galaxies pour supprimer les effets de bord de champ). En effet entre 0<z<0.2 le volume comobile échantillonné restant est de 1.93.10−3Gpc3. De plus, on observe un manque de galaxies brillantes dans l’intervalle le moins dense, et ce manque augmente avec le redshift et la lumi-
nosité. Bien que cet effet soit renforcé par l’incomplétude de notre échantillon à z ≥ 1 aux faibles luminosités, il semble qu’il soit significatif à z ≤ 1.
On observe toujours le déplacement de la distribution vers les couleurs bleues quand le redshift augmente. La luminosité joue le même rôle sur la
couleur des populations que celui observé précedemment. Il semble que le paramètre de densité joue un rôle sur la forme de la distribution en couleur des galaxies jusqu’à z~0.4. Au délà, la luminosité devient le paramètre dont dépend le plus la forme de la distribution.
Pour quantifier les tendances imputables au paramètre de densité, et en utilisant les mêmes définitions que précédemment pour les populations rouge et bleue, on trace l’évolution en redshift de la proportion de la population
rouge en fonction de densité Σ10 et pour chaque intervalle de magnitude Mr (Figure 9.11). De la même façon que précédemment la limite de complétude
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES105 est représentée par les traits verticaux en pointillé. Dans le but d’améliorer la
statistique de l’échantillon à bas z, nous avons rassemblé dans un même in- tervalle toutes les galaxies avec z ≤ 0.4. Les barres d’erreur sont poissoniennes et les intervalles incluant moins de 10 galaxies n’ont pas été représentés sur cette figure.
On trace également l’évolution de la couleur moyenne de chaque popula- tion en fonction de la densité Σ10, pour les différents intervalles de magnitude Mr (population bleue Figure en 9.12 et population rouge en Figure 9.13). Les barres d’erreur correspondent à l’erreur sur la moyenne. Dans ces deux fi- gures, on utilise le même critère que précédemment pour séparer les popu- lations bleue et rouge, qui correspond bien en général au minimum entre les deux pics, excepté dans quelques cas où ce point est clairement déplacé de plus de ∆(u ∗ −r0
) ∼ 0.1. Dans ce cas, nous avons ajusté le domaine de couleur de chaque population pour calculer correctement leur couleur moyenne.
En général, l’évolution des populations de galaxies semblent plus sensibles à la luminosité qu’à la densité locale, avec quelques exceptions concernant les faibles redshifts et les domaines de luminosités brillantes. A z ≤ 0.2 le vo-
lume échantilloné est trop petit comparé aux autres intervalles de redshift, et
l’échantillon le plus brillant (Mr < −21) ne contient pas assez de galaxies pour permettre une analyse statistique significative ( Figure 9.11). Dans les autres intervalles de z, la distribution en couleur présente des tendances principales en fonction de la densité locale qui peuvent être résumées ainsi :
– La fraction de galaxies rouges (bleues) de l’échantillon décroit (augmente) à la fois quand z diminue et quand la luminosité augmente. On observe également que la population rouge domine plutôt les régimes de densité élevés, à luminosité fixée. Comme le montre la Figure 9.11, cette ten- dance est significative uniquement à bas redshift (z ≤ 0.4).
– A bas redshift (environ jusqu’à z ≤ 0.4), on observe les même tendances
que dans les études menées avec les données du SDSS (Baldry et al., 2004 ; Balogh et al. 2004 9.14) : la population bleue domine aux inter- valles de luminosité faibles et les régions les moins denses, alors que la population rouge domine les luminosités élevées ainsi que les régions les plus denses.
– A partir de z ≥ 0.4 la proportion de galaxies rouges dépend plus de la luminosité que de la densité locale. Cette proportion prend des valeurs allant de ~10-20% pour Mr ≥ −19 et de 50% (z ≥ 0.8) à 90% (z ≤ 0.4) pour les galaxies les plus brillantes (Mr ≤ −22).
– A z ≥ 0.8, la distribution entre population bleue et population rouge est constante au barres d’erreur près, pour les galaxies les plus brillantes (Mr ≤ −22), ~50-60% dans tous les régimes de densité. Cela indique que les galaxies rouges et brillantes étaient déjà en place à z ∼ 1.2. La fraction de galaxies bleues avec Mr ≥ −22 et z ∼ 1.2 est d’au moins ~70%, quelque soit le régime de densité.
– Comme on peut l’observer sur les Figures 9.12 et 9.13 , les couleurs moyennes des deux populations montrent un bleuissement important quand la luminosité décroit et quand z augmente, quelque soit le régime de densité. La valeur maximale du bleuissement est obtenue pour les ga- laxies bleues avec z ≥ 0.8. Le bleuissement de la population rouge semble dépendre plus de z que de la luminosité, alors que la population bleue dépend autant de z que de Mr.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES106
0 < z ≤ 0.2
M
r0.2 < z ≤ 0.4
Σ
5 1Number density
[−19,−18]
[−21,−20]
[−20,−19]
[−22,−21]
[−23,−22]
(u−r)Number density
[−19,−18]
[−20,−19]
[−21,−20]
[−22,−21]
[−23,−22]
(u−r)[6,12]
[2,6]
<2
[12,30]
>30
Increasing density
10FIG. 9.8 – Distribution en couleur des galaxies en fonction de la densité lo-
cale projetée (Σ10 en Mpc−2 augmentant de la gauche vers la droite) et de la luminosité (augmentant du haut vers le bas), pour les intervalles de redshifts
0<z<0.2 et 0.2<z<0.4. La distribution a été normalisée par le volume comobile de l’intervalle dereshift correspondant (exprimée en 10−3galaxiesM pc−3). La dis- tribution en couleur des galaxies de l’intervalle 0.2<z<0.4 (ligne en pointillé) a été superposée à tous les autres diagrammes pour permettre les comparai- sons.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES107
0.4 < z ≤ 0.6
M
r0.6 < z ≤ 0.8
Σ
5 1Increasing density
[−22,−21]
[−21,−20]
[−20,−19]
[−23,−22]
[−21,−20]
[−22,−21]
[−23,−22]
Number density
Number density
(u−r)<2
[2,6]
[6,12]
[12,30]
>30
(u−r) 10FIG. 9.9 – Distribution en couleur des galaxies en fonction de la densité lo-
cale projetée et de la luminosité pour les intervalles de redshifts 0.4<z<0.6 et
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES108
0.8 < z ≤ 1.0
M
r1.0 < z ≤ 1.2
Σ
5 1Increasing density
>30
[12,30]
[6,12]
[2,6]
[−23,−22]
[−22,−21]
[−21,−20]
[−23,−22]
[−22,−21]
[−21,−20]
Number density
Number density
(u−r) (u−r)<2
10FIG. 9.10 – Distribution en couleur des galaxies en fonction de la densité
locale projetée et de la luminosité pour les intervalles de redshifts 0.8<z<1.0et
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES109
0.0 < z ≤ 0.4
0.4 < z ≤ 0.6
0.6 < z ≤ 0.8
0.8 < z ≤ 1.0
1.0 < z ≤ 1.2
Σ
10Σ
101
Fraction of red population
Mr[−23,−22] [−22,−21] [−21,−20] [−20,−19] [−19,−18]
FIG. 9.11 – Evolution en redshift de la fraction de galaxies rouges en fonc-
tion de la densité Σ10, pour différents intervalles de luminosité (donnés en bas à droite). Les Lignes épaisses correspondent aux luminosités pour les- quelles l’échantillon est complet dans l’intervalle deredshift donné. Les barres
d’erreur coorespondent au bruit poissonnien. Les points et barres d’erreur correspondant aux différentes valuers de Σ10, ont été légèrement décalées en abscisse pour plus de clarté.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES110
0.0 < z ≤ 0.4
0.4 < z ≤ 0.6
0.6 < z ≤ 0.8
0.8 < z ≤ 1.0
1.0 < z ≤ 1.2
Σ
10Σ
101
Mean (u−r) of blue population
[−19,−18] [−20,−19] [−23,−22] Mr [−22,−21] [−21,−20]
FIG. 9.12 – Evolution enredshift de la couleur moyenne de la population bleue
en fonction de la densité Σ10, pour différentes luminosités. Les lignes épaisses et fines correspondent respectivement aux échantillons à l’intérieur et à l’exté- rieur de la limite de complétude. Les barres d’erreur correspondent à l’erreur sur la moyenne. Pour plus de clarté, les points ainsi que leur barre d’erreur ont été légèrement déplacés en abscisses.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES111
0.0 < z ≤ 0.4
0.4 < z ≤ 0.6
0.6 < z ≤ 0.8
0.8 < z ≤ 1.0
1.0 < z ≤ 1.2
Σ
10Σ
101
Mean (u−r) of red population
[−21,−20] [−19,−18] Mr [−20,−19] [−22,−21] [−23,−22]
FIG. 9.13 – Evolution enredshift de la couleur moyenne de la population rouge
en fonction de densité, pour différentes luminosités. Même commentaires que pour la Figure 9.12.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES112 de la densité locale que de la luminosité pour z ≤ 0.6. Au contraire, à
z ≥ 0.6 les deux populations sont plutôt sensibles à la luminosité et ne dépendent que marginallement de la densité. On observe une exception à cette règle pour les galaxies rouges brillantes (Mr ≤ −22), ainsi que pour les galaxies bleues les plus brillantes à z ≥ 1.0. Dans les deux cas, un bleuissement important de ∆(u ∗ −r0) ∼ −0.2 est observé entre les régions les moins denses et les plus denses.
– A z ≤ 0.6, le comportement des couleurs moyennes est particulièrement complexe en fonction de la luminosité. Un bleuissement clair est observé pour la population bleue à 0.4 ≤ z ≤ 0.6, entre les régions les moins denses et les densités typiques des groupes ou des amas ( au moins ∆(u ∗ −r0) ∼ −0.2 dépendant de la luminosité), avec la tendance margi- nale d’un rougissement qui augmente avec la densité pour les galaxies bleues les plus brillantes. Au contraire, la population rouge montre un rougissement global entre les région les moins denses et les plus denses.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES113
FIG. 9.14 – Resultats du SDSS. La distribution en couleur des galaxies est
représentée par les cercles pleins. La ligne représente l’ajustement grâce à un double modèle Gaussien. La densité est en Mpc−2.
Chapitre 10
Propriétés des galaxies et masse
stellaire
Ce dernier chapitre de résultats concerne l’étude des masses stellaires des galaxies de notre catalogue. Nous avons utilisé le nouveau code Hyperz pour déterminer les masse stellaires des galaxies et nous avons comparé nos ré- sultats avec une autre méthode de calcul pour les valider. Nous avons égale- ment effectué une comparaison de redshifts photométriques calculés à l’aide de données infra-rouges (en plus de la photométrie dans les cinq filtres visibles que nous possedons déjà), avec des redshifts spectroscopiques sur un échan- tillon du champ D3. Finalement, nous présentons une étude préliminaire de l’influence du paramètre de masse sur les propriétés des galaxies.
10.1 Introduction
Dans le modèle cosmologique de concordance, l’histoire des galaxies est dirigée par la construction de la population stellaire contenu dans leur halo de matière noire. Le scénario hiérarchique de formation des structures est ca- ractérisé par un enrichissement graduel du contenu en étoiles des galaxies et par conséquent un grossissement progressif de la masse stellaire des galaxies au fil des fusions entre galaxies, qui peuvent produire également des sursauts massifs de formation stellaire. Cependant, les différentes variantes du modèle hiérarchique à notre disposition peuvent différer grandement dans leurs pré- dictions. Dans certains cas, elles prédisent une chute très rapide de la densité de galaxies massives quand le redshift augmente (Baugh et al., 2003), alors
que dans d’autres cas cette décroissance ne commence que à partir de z~1 (Hernquist & Springel, 2003 ; Somerville et al., 2004 ; Nagamine et al., 2004). C’est pourquoi, la cartographie directe de l’évolution des galaxies à travers les temps cosmiques peut effectivement restreindre le choix entre ces différents modèles.
Dans cette optique, les relevés dans le domaine proche infra-rouge, et plus particulièrement en bande K, sont depuis longtemps reconnus comme des outils idéaux pour étudier les processus d’assemblage de la masse au grand
redshift (Broadhurst et al., 1992 ; Gavazzi et al., 1996 ; Madau et al., 1998).
En effet, contrairement aux relevés optiques, les relevés dans le proche infra- rouge échantillonnent les longueurs d’onde optiques et proche infra-rouge au repos des galaxies observées (dépendant du redshift), ce qui fait qu’ils sont moins sensibles à l’activité de formation stellaire instantanée, ainsi qu’à l’ex- tinction par la poussière. Bien que la relation entre la luminosité proche infra-
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 115 rouge et la masse stellaire ne soit pas univoques, c’est dans ce domaine qu’il y a le moins d’erreur sur l’estimation de la masse à partir de la luminosité. C’est aussi dans ce domaine que les corrections k sont le moins sensibles au type spectro-photométrique des galaxies dans le domaine de redshift qui nous interesse ici.
Des relevés photométriques et spectroscopiques ont permis de mener des tests sur les scénarios cosmologiques grâce à des échantillons sélectionnés en masse (par exemple Cohen et al., 1999 ; Drory et al., 2001 ; Firth et al., 2002). D’autres études à partir de données dans différents domaines de lon- gueur d’onde, ont montré que le taux de formation stellaire global décline d’un ordre de magnitude entre z~1.5 et l’Univers actuel (par exemple Cowie et al., 1999 ; Flores et al., 1999 ; Wilson et al., 2002). Une caractéristique in- téressante de cette évolution du SFR est le fait que la masse caractéristique des galaxies ayant une forte activité de formation stellaire se déplace vers les grandes masses à z>1. Pour des redshifts plus faibles, cette valeur caracté-
ristique n’inclut plus que les galaxies de faibles masses. Ce phénomène est connu sous le nom de downsizing et nous l’avons déjà discuté dans le Cha-
pitre 2. Les dernières études montrent que les sphéroïdes massifs ont terminé
leur activité de formation stellaire à des redshifts plus grands que z~1, alors
que les élliptiques de plus faibles masses continuent de grossir à z<1.