Les distributions spectrales d'énergie

VI.4 Perspectives . . . 161

L'heure est venue de faire le bilan de ces trois années de travail, au cours desquelles

j'ai étudié, grâce aux données du satellite Spitzer, les galaxies infrarouges. Cette étude a comporté trois facettes : la distribution spatiale des galaxies infrarouges, leur contribution

au fond dius infrarouge et la détermination de leur distribution spectrale d'énergie. Nous rappelons dans ce chapitre les principaux résultats quenous avonsobtenus.

VI.1 Corrélation spatiale des galaxies infrarouges

La distribution spatiale des galaxies peut être mesurée grâce à deux outils : le spectre

de puissance angulaire et la fonction de corrélation à deux points. Le premier de ces outils

permet l'analyse des anisotropies du fond dius infrarouge, c'est-à-dire des galaxies qui ne

sontpas détectées. Lesecond outil permet de mesurer ladistribution spatiale desgalaxieset

sous certaines hypothèses de remonter àla masse du halo de matière noire qui les contient.

Les travaux de Lagache et al. (2007), auxquels j'ai participé, montrent pour la première

fois, la détection de la signature de la corrélation des galaxies dans le spectre de puissance

des anisotropies du CIB à160

µ

m. Ce signal de corrélation est très fort et correspond à une valeur du biais de 2.4, ce qui est presque trois fois supérieur au biais mesuré dans l'Univers

corrélationangulaire àdeux points. Cetteméthode présente l'avantage d'êtretrès rapide. La

comparaison,àlafoissurdessimulationsmaisaussisurdesvraiesdonnées,de cetteméthode

à d'autres estimateurs a permis de valider notre méthode. Certains points, en particulier

l'inuence du masque, méritent malgré tout d'être approfondis.

Nous avons aussi montré l'inuence que pouvait avoir les eets de corrélation entre les

sources lorsque l'on fait du stacking. Nous expliquons comment ces eets peuvent être

cor-rigés.

VI.2 Le fond dius infrarouge

Apartird'uncatalogue deplusde 50000sources sélectionnées à3.6

µ

m(

S3.6 > 2 µ

Jy)et réparties sur une surface totale de 0.74 deg

2

, nous avons étudié la contribution des sources

3.6

µ

mau fond dius infrarouge à 3.6, 24, 70 et 160

µ

m.

Nous avons montré que les galaxies qui avaient une couleur

S24/S3.6

supérieure à

∼

6 contribuaient pour environ les 2/3 du fond infrarouge à 24

µ

m alors qu'elles ne contribuent quepour

∼ 20%

aufondà3.6

µ

m.Cecimontrequelesgalaxiesquidominentlefond à24

µ

m présentent une forte activité de formation stellaire contrairement aux galaxies qui dominent

le fond 3.6

µ

m pour lesquelles l'activité de formation stellaire est plus modérée et plutôt semblable à celle des galaxies spirales locales de type M51.

A l'aide de la technique de stacking, nous avons mesuré la contribution des galaxies plus

brillantes que 2

µ

Jy à 3.6

µ

m au fond infrarouge à 24, 70 et 160

µ

m : ces contributions sontrespectivement de

2.08 ± 0.17

nW/m

2

/sr ,

6.6 ± 0.8

nW/m

2

/sret

15.8 ±

nW/m

2

/sr .Ces

valeurs sontdes limites inférieures du fond. Ces valeurssont supérieures de 4, 7 et 29% aux

contributions des sources détectées à 24

µ

m (

S24 > 60 µ

Jy), qui sont elles-même en bon accord avec les résultats de Dole et al. (2006). Au cours de cette étude, nous avons dû

corriger les résultats du stacking des eets de corrélation et nous avons montré que ceux-ci

étaient trèsimportantslorsque lecataloguedessourcesstackéesest limitéparlacomplétude.

VI.3 Les distributions spectrales d'énergie

Le dernier volet de notre étude porte sur la distribution spectrale d'énergie des galaxies

infrarouges. Nousavonsen particulier étudiéles corrélations entreles luminosités

monochro-matiques infrarouges et la luminosité totale infrarouge pour un échantillon de plus de 2000

sources couvrant une large gamme de luminosité (

109L < L

IR

< 1013L

) et de redshift (

0 < z . 2

) et conrmé que l'infrarouge moyen était un bon traceur de la luminosité totale

estimer la luminosité totale infrarouge àpartir d'une seule luminosité :

L8

et

L24

permettent d'estimer

L

IR

avec une précision de 37% et 54%. Notre échantillon ne nous a pas permis de

détecter unequelconque évolution en redshiftjusqu'à

z ∼ 1

,maisonne peut pasexclure une faible évolution qui aurait été masquée par des eets de sélection. Enn nous avons montré

que les observations infrarouges et sub-millimétriques étaient complémentaires pour l'étude

des galaxies infrarouges, l'infrarouge étant plus sensible aux galaxies à

z . 2

et le domaine sub-millimétrique plus adapté à la détection des sourcesà

z & 2

.

Enn,nousavonsétudiédefaçondétailléeunpetitéchantillon de17galaxiessélectionnées

à 70

µ

m. Nous disposons pour toutes ces galaxies d'une couverture spectrale exceptionnelle (spectroscopie IRS et MIPS-SED, photométrie IRAC et MIPS). Nous avons mesuré les

lar-geurs de bande PAH sur les spectres IRS, déterminé la température des gros grains à partir

des données dans l'infrarouge lointain. Nous avons montréque lasource principale d'énergie

decesgalaxiesétaitlaformationstellaire.Nousavonségalementmisen évidenceunepossible

variation des rapports

L6.2/L11.3

et

L11.3/L17

avec laluminosité infrarouge

L

IR .

VI.4 Perspectives

Les applications et perspectives de ces travaux sont nombreuses.

Laméthodequenousavonsmiseaupointpourmesurerlafonctionde corrélationangulaire

nécessite encore d'être approfondie mais elle s'avère d'ores et déjà prometteuse. Elle pourra

permettre de mesurer les propriétés de corrélation spatiale pour des larges échantillons de

galaxies et ainsi de mieux comprendre quel rôle joue l'environnement dans la formation des

galaxies.

Le satellite Herschel qui sera lancé en 2009 permettra de mieux sonder la région

sub-millimétrique des distributions spectrales d'énergie qui est actuellement la moins bien

con-trainte. Cesobservations, combinées aux observationsactuelles de Spitzer, permettrontsans

doute de mieux contraindre les SEDs des galaxies infrarouges et donc de mieux comprendre

leur physique.

Les grands relevés qui seront eectués par Herschel mais aussi par Planck entre 75 et

850

µ

mpermettrontégalement,enutilisantlamêmeméthodedestackingquecellesquenous avonsutilisée,demieux mesurerlavaleurdufond diusinfrarougeàceslongueursd'onde.La

nature des sources qui dominent le fond infrarouge dans le domaine sub-millimétrique

(500-850

µ

m) est actuellement la moins bien contrainte et les observations de Planck et même d'ALMA et APEX seront très utiles. Combiner ces observations à d'autres grands relevés

séparer lacontribution des diérentes tranches de redshift, il est nécessaire d'avoir un

cata-loguecompletdessourcesproches quel'onsouhaitesoustraireetégalementdebienconnaître

leur distributions spectrales d'énergie. Le satellite WISEqui réalisera un relevé de tout le ciel

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Dans le document Les galaxies infrarouges : distribution spatiale, contributions au fond extragalactique et distributions spectrales d'énergie. (Page 168-172)