L’` ere des grands relev´ es

L’astronomie extragalactique, et plus particuli`erement l’´etude de l’´evolution des galaxies s’appuie aujourd’hui sur un type bien particulier d’observations qualifi´ees de grands relev´es. Les principes sont simples et peuvent ˆetre sub-divis´es en deux cat´egories.

Les champs profonds

La premi`ere de ces cat´egories regroupe les observations dites de champs pro-fonds. L’id´ee consiste `a pointer un t´elescope sur une zone pr´ecise du ciel et `a collec-ter le maximum d’informations lumineuses (photons), pendant de longues dur´ees. Ainsi, les t´elescopes optiques peuvent sonder des ´epoques de plus en plus recul´ees, leurs homologues infrarouges n’´etant alors restreints que par la limite de confusion.

Figure1.6 –Image du Hubble Deep Field r´ealis´e par le t´elescope spatial Hubble en d´ecembre 1995 dans la r´egion de la Grande Ourse.

Figure1.7 –Image du Hubble Deep Field

South r´ealis´e par le t´elescope spatial Hubble en septembre et octobre 1998 dans la r´egion du Toucan.

L’un des plus c´el`ebres de ces relev´es profonds est sans doute le Hubble Deep Field4 (HDF : Williams et al. (1996), voir Fig. 1.6), r´ealis´e par le t´elescope spatial Hubble du 18 au 30 d´ecembre 1995, dans la r´egion de la Grande Ourse. Cette zone extrˆemement r´eduite du ciel (2.5 arc-minute seulement) contient plus de 3000 objets extragalactiques au sein desquels ont ´et´e identifi´ees des structures parmi les plus ´eloign´ees et donc les plus plus jeunes jamais observ´ees. Cette observation marque un point de d´epart dans l’analyse des structures extragalactiques lointaines et a initi´e un grand nombre de projets aux objectifs semblables. En 1998, le petit fr`ere du HDF, le Hubble Deep Field South (HDFS, voir Fig. 1.7) est r´ealis´e dans l’h´emisph`ere sud. Quelques ann´ees plus tard, en 2004 avec le projet Hubble Ultra Deep Field (HUDF : (Beckwith et al., 2006)), l’exp´erience est renouvel´ee avec un temps de pose totalisant pr`es d’un million de secondes, r´eparties en s´equences typiques de 1200 secondes. Avec de telles dur´ees d’observation sur une mˆeme zone du ciel, la sensibilit´e est encore accrue.

Initi´ees dans le domaine optique avec le t´elescope spatial Hubble, les observations de champs profonds vont s’´etendre aux autres domaines du spectre ´electromagn´etique. Le programme COSMOS (Cosmic Evolution Survey : Capak et al. (2007)) va cris-talliser ces analyses multi-longueurs d’onde en regroupant des observations d’un

mˆeme champ (≃ 2 degr´es carr´es), dans les domaines X avec XMM (e.g. Adams et al., 2011) et Chandra (e.g. Hornschemeier et al., 2001), ultraviolet avec GA-LEX (e.g. Zamojski et al., 2007), dans une large gamme de bandes visibles avec le t´elescope spatial Hubble mais ´egalement des t´elescopes au sol (Canada-France-Hawa¨ı-T´elescope, Subaru, ESO-VLT ...). Le domaine infrarouge est ´egalement repr´esent´e au coeur du programme COSMOS avec les observations du t´elescope spatial Spitzer (e.g. Sanders et al., 2007).

Ces programmes d’observation de champs profonds sondent les ´epoques recul´ees de notre Univers et sont par cons´equent au coeur des analyses sur l’´evolution des structures. Malgr´e la faible surface du ciel observ´ee, le nombre d’objets extra-galactiques accessibles est tr`es ´elev´e et permet de construire des travaux fond´es sur une grande statistique. Depuis 20 ans, les ´etudes bas´ees sur ces relev´es ont r´ev´el´es que les propri´et´es moyennes des galaxies ´evoluent tr`es fortement avec le temps. Nous y reviendrons un peu plus tard.

Les champs larges

En parall`ele et surtout en compl´ement de ces observations profondes, la seconde gamme de grands relev´es s’attaque `a l’analyse des champs larges allant jusqu’`a la totalit´e de la voˆute c´eleste. La surface de ciel observ´ee ´etant importante, le nombre d’objets identifi´es est consid´erable. Le programme 2dF (Two-degree-Field Galaxy Redshift Survey : Colless (1999); Colless et al. (2001)) r´ealis´e par l’observatoire Anglo-Australien entre 1997 et 2003 couvre une zone de 1500 degr´es carr´es et a per-mis de mesurer la photom´etrie de 382 323 objets. En compl´ement de la photom´etrie, 245 591 spectres ont ´et´e r´ealis´es dont ceux de 232 155 galaxies. De ces mesures spec-trales sont extraits les d´ecalages spectraux (redshift) qui indiquent la distance de ces objets (voir Sect. 1.3.7 et 2.1.2). L’accent de ce type de programme ´etant plac´e sur la taille des champs observ´es, la profondeur de cette derni`ere est donc r´eduite. Le d´ecalage spectral maximum du programme 2dF n’exc`ede pas zmax≃ 0.3, ce qui place l’objet le plus ´eloign´e `a une distance de quelques 800 Mpc5.

Dans la mˆeme philosophie, le plus grand des programmes d’observation grand champ est men´e depuis l’an 2000 sous l’acronyme SDSS (Sloan-Digital-Sky-Survey : York et al. (2000)). Cette observation syst´ematique du ciel utilise un t´elescope d´edi´e de 2.5 m`etre de diam`etre ´equip´e d’une cam´era pour la photom´etrie mais aussi d’un spectrographe multi-ojbets `a fibres pour la construction de spectres. La premi`ere

p´eriode d’observation (2001-2005 : SDSS-1) a couvert une r´egion de 8 000 degr´es carr´es et identifi´e plus de 930 000 galaxies. Le programme est toujours op´erationnel (2008-2014 : SDSS-3), la derni`ere mise `a jour des donn´ees (DR9) `a ´et´e publi´ee en aoˆut 2012.

Comme `a l’habitude, ces grands relev´es sont r´ealis´es initialement dans le do-maine optique. Le projet 2MASS (2 micron all sky survey : (e.g. Skrutskie et al., 2006)) ´etend la couverture spectrale en se focalisant, comme son nom l’indique, dans le proche infrarouge. A plus grande longueur d’onde, dans le millim´etrique, la r´ecente mission Planck vient de r´ealiser un relev´e sur l’ensemble de la voˆute c´eleste. Pour les hautes ´energies et plus pr´ecis´ement dans le domaine des rayons gamma (γ), on peut citer les observations grands champs du t´elescope spatial FERMI.

Aujourd’hui, les campagnes d’observation issues de ces relev´es larges ou pro-fonds donnent `a la communaut´e une multitude d’informations. Les milliers d’ob-jets, dont les signatures sont relev´ees dans une large gamme de longueur d’onde, alimentent des ´etudes statistiques ou sont au centre d’´etudes individualis´ees.

Dans peu de temps, les outils d’observation permettront sˆurement d’allier lar-geur et profondeur de champ.

1.3 Des photons aux propri´et´es physiques ´el´ementaires