Avec les tailles des ´echantillons d´esormais accessibles, il est possible d’effectuer des ´etudes statistiques et rechercher par exemple une possible corr´elation entre la luminosit´e infrarouge
72 Chapitre 3. Relev´e MaMBo de quasars `a z ≈ 2
Tab. 3.2 – Quasars optiquement lumineux observ´es `a 1.2 mm.
Source z MB R.A. Dec. S1.2mm temps 1.4 GHz
(J2000.0) [mJy] [sec] [mJy]
KUV 08086+4037 1.78 −27.0 08 12 00.5 +40 28 14.0 4.3 ± 0.8 1336 – [VV96] J093750.9+730206 2.52 −28.5 09 37 48.7 +73 01 58.0 3.8 ± 0.9 665 * HS 1002+4400 2.08 −28.3 10 05 17.5 +43 46 09.0 4.2 ± 0.8 1654 – HS 1049+4033 2.15 −28.2 10 51 58.6 +40 17 36.0 3.2 ± 0.7 1818 – [VV96] J110610.8+640008 2.19 −29.3 11 06 10.8 +64 00 08.0 3.9 ± 1.1 2228 * [VV96] J140955.5+562827 2.56 −28.4 14 09 55.5 +56 28 27.0 10.7 ± 0.6 1832 – [VV96] J154359.3+535903 2.37 −28.3 15 43 59.3 +53 59 03.0 3.8 ± 1.1 992 – HS 1611+4719 2.35 −27.7 16 12 39.9 +47 11 58.0 4.6 ± 0.7 3319 – [VV2000] J164914.9+530316 2.26 −28.2 16 49 14.9 +53 03 16.0 4.6 ± 0.8 1655 0.7 ± 0.1 HS 0749+4259 1.90 −28.9 07 50 54.7 +42 52 19.0 1.3 ± 0.9 1652 – HS 0800+3031† 2.02 −28.6 08 03 42.1 +30 22 54.0 1.8 ± 1.1 824 – HS 0808+1218† 2.26 −27.8 08 10 57.0 +12 09 14.0 1.1 ± 0.9 1583 – HS 0830+1833† 2.27 −28.1 08 32 55.7 +18 23 01.0 1.3 ± 0.9 1414 – HS 0834+1509† 2.51 −28.1 08 37 12.6 +14 59 17.0 0.6 ± 0.6 2391 – SBSS 0910+586 1.95 −27.1 09 14 25.8 +58 25 19.0 0.4 ± 0.6 839 * [VV96] J092230.1+710937 2.43 −27.1 09 22 30.1 +71 09 37.0 1.5 ± 0.8 1666 * HS 0932+2410 2.30 −27.1 09 35 34.0 +23 57 20.0 1.4 ± 0.6 2074 – [VV96] J093935.1+361001 2.03 −27.1 09 39 35.1 +36 40 01.0 1.5 ± 1.0 1498 – [VV96] J095845.5+470324 2.48 −27.7 09 58 45.5 +47 03 24.0 0.7 ± 0.7 1647 – HS 1110+3813 2.29 −28.1 11 12 51.0 +37 57 15.0 0.0 ± 1.3 833 – KUV 11467+3725 2.22 −27.8 11 49 20.2 +37 08 29.0 1.0 ± 0.9 1667 – [VV96] J121010.2+393936 2.40 −27.7 12 10 10.2 +39 39 36.0 0.9 ± 0.8 1492 – [VV96] J121303.1+171422† 2.54 −28.0 12 13 03.1 +17 14 22.0 −1.9 ± 1.5 656 2.0 ± 0.2 [BCF91] 524 2.85 −28.0 13 04 12.0 +29 53 49.0 0.2 ± 1.0 329 – [BBE90] 130623+283002 2.21 −27.9 13 09 17.2 +28 14 04.0 −1.6 ± 1.0 1648 – [VV96] J140148.4+543859 2.37 −27.3 14 01 48.4 +54 38 59.0 0.3 ± 0.9 842 – SBSS 1417+596 2.31 −27.6 14 19 06.4 +59 23 12.0 −3.1 ± 1.6 831 * [VV96] J160637.6+173516 2.32 −27.4 16 06 37.6 +17 35 16.0 1.6 ± 0.7 2176 – HS 1616+3708 2.49 −27.4 16 18 15.5 +37 01 03.0 1.0 ± 0.6 2831 – [VV86] J162645.7+642654 2.32 −28.8 16 26 45.7 +64 26 54.0 0.7 ± 1.1 3470 * HS 1707+4602 2.29 −27.6 17 09 04.9 +45 59 08.0 2.1 ± 1.5 2487 – [VV96] J171635.4+532815 1.94 −28.8 17 16 35.4 +53 28 15.0 1.3 ± 1.1 2469 1.9 ± 0.2 HS 1754+3818† 2.16 −27.9 17 56 39.6 +38 17 52.0 1.1 ± 1.1 3282 * [VV96] J183825.0+510558 1.98 −29.3 18 37 25.3 +51 05 59.0 −1.0 ± 0.8 2452 * HS 2134+1531† 2.13 −28.1 21 36 23.7 +15 45 08.0 −2.7 ± 1.4 2494 *
NOTE – Les densit´es de flux radio `a 1.4 GHz sont tir´e du relev´es VLA FIRST. Le symbole * indique qu’il n’y a pas de donn´ees disponibles et – indique une limite sup´erieure de 1 mJy `a 6σ.† : quasars observ´es (et non d´etect´es) `a 850 µm par Priddey et al. (2003a). Les magnitudes bleus absolues sont donn´ees avec une cosmologie EdS pour comparaison avec les ´echantillons d´ej`a publi´es
3.3. ´Etude Statistique 73 lointain et la magnitude bleue absolue. En effet, quelque soit la source de chauffage des poussi`eres, on s’attend `a ce qu’une corr´elation soit pr´esente entre la luminosit´e infrarouge (LFIR) et la magnitude bleue absolue (MB). En effet, MB ´etant un estimateur de l’activit´e du trou noir supermassif, si les poussi`eres sont chauff´ees par le rayonnement UV provenant de l’AGN alors on s’attendrait `a ce que LFIR soit directement correl´ee avec MB, plus le trou noir super massif est lumineux, plus les poussi`eres ´emettent dans l’infrarouge lointain. Au contraire, si les poussi`eres ´etaient chauff´ees par l’activit´e de formation stellaire, on s’attend ´egalement `a une relation plus lˆache entre LFIR et MB, en effet, les quasars les plus lumineux sont au cœur des galaxies hˆotes les plus massives, ce qui favorise la formation stellaire et donc la production de flux UV par les ´etoiles jeunes, source de chauffage des poussi`eres. Dans le cadre de la formation des structures hi´erarchiques, ceci peut ´egalement ˆetre expliqu´e par les ph´enom`enes d’accr´etions majeures qu’ont dˆu subir ces galaxies tr`es massives, en effet, lors de l’accr´etion d’un objet les forces de mar´ee compriment le gaz et favorisent ainsi la formation stellaire ; elles facilitent aussi le transport du gaz vers le centre et donc l’alimentation de l’activit´e du trou noir.
Les taux de d´etection typiques des diff´erents relev´es `a grand d´ecalage spectral est de l’ordre de 20-30%. Les limites sup´erieures des flux (sub)millim´etriques constituent donc une grande partie de l’information disponible. Les estimateurs statistiques classiques ne prennent pas en compte les limites sup´erieures et ne peuvent donc ˆetre appliqu´es ici que de mani`ere indirecte en comparant les distributions des magnitudes bleues absolues des sous-´echantillons des sources d´etect´ees et non d´etect´ees. Il existe cependant des techniques statistiques, dites de survie, qui ont ´et´e d´evelopp´ees pour ´etudier des ´echantillons censur´es, c’est `a dire contenant des limites sup´erieures et/ou inf´erieures. Le chapitre 4 d´ecrit plus en d´etails ces tests statistiques.
3.3.1 Luminosit´e infrarouge lointain
En calculant les moyennes des densit´es de flux `a 1.2 mm des ´echantillons Carilli et al. (2001a); Omont et al. (2001) et Omont et al. (2003), on s’aper¸coit que l’´echantillon Carilli et al. (2001a), observ´e d’une fa¸con plus sensible, a une moyenne plus petite d’un facteur ∼ 2 par rapport aux deux autres (voir tab 3.1). Cet ´echantillon ayant une distribution de magnitude bleue absolue significativement plus faible que les deux autres, nous avons donc voulu tester la possibilit´e que cet ´echantillon ait une distribution en densit´e de flux `a 1.2 mm diff´erente, ce qui aurait ´et´e une indication possible d’une relation entre la magnitude bleue absolue et la luminosit´e infrarouge lointain.
Les tests `a une variable, (univariate methods), des statistiques de survie permettent de cal- culer la probabilit´e p, que deux ´echantillons d´erivent d’une mˆeme loi parente. Les r´esultats de ces tests indiquent que les ´echantillons de Omont et al. (2001) et Omont et al. (2003) pourraient d´eriver d’une mˆeme distribution parente, alors que celui de Carilli et al. (2001a) semble avoir une distribution parente diff´erente. Ceci pourrait ˆetre dˆu aux distributions de MBdiff´erentes des ´echantillons ou `a des effets de s´election, puisque les trois ´echantillons ont ´et´e construits `a partir de catalogues diff´erents, n’utilisant pas les mˆemes crit`eres de s´election pour les quasars.
En comparant les ´echantillons Omont et al. (2001) et Omont et al. (2003), qui ont des distributions de MB similaires, on ne mesure pas d’´evolution forte de la luminosit´e infrarouge entre des d´ecalages spectraux de z = 4 et z = 2, ce qui constitue un intervalle de temps de pr`es de 2 milliard d’ann´ees. Ce r´esultat diff`ere de ce qu’ont pu ´etablir Archibald et al. (2001) pour les radio-galaxies, cependant ces r´esultats peuvent ˆetre discut´es (voir plus loin).
74 Chapitre 3. Relev´e MaMBo de quasars `a z ≈ 2
3.3.2 Luminosit´es infrarouge lointain et optique
Il existe plusieurs m´ethodes pour mettre en ´evidence une relation entre la luminosit´e in- frarouge lointain, traceur de l’activit´e de formation stellaire et la luminosit´e bleue, traceur de l’activit´e du noyau actif. Priddey et al. (2003a) ont utilis´e le test de Kolmogorov-Smirnov sur les sous-´echantillons de sources d´etect´ees et non-d´etect´ees pour contraindre une relation possible entre les propri´et´es submillim´etriques et optiques de leur ´echantillon de quasars optiquement lumineux. Cependant, le r´esultat de ces tests ne permet pas de d´eterminer si une corr´elation est pr´esente dans leur jeu de donn´ees. De plus, en ´etudiant de la mˆeme fa¸con les distributions des d´ecalages spectraux de leur ´echantillon, ils argumentent sur une possible augmentation avec z du taux de d´etection des quasars `a z ∼ 2. Ils pr´esentent ensuite une comparaison de l’´evolution de la densit´e de flux `a 850 µm (S850µm) moyenne en fonction du d´ecalage spectral, et comparent leurs r´esultats avec ceux de Archibald et al. (2001), qui, `a partir d’un ´echantillon de radio- galaxies, affirment que la densit´e de flux `a 850 µm des radio-galaxies augmente avec le d´ecalage spectral. Il faut cependant noter que la tendance `a la hause de S850µm des radio-galaxies `a ´et´e d´eduite en effectuant des moyennes pond´er´ees sur des intervalles de d´ecalages spectraux, hors, l’intervalle `a plus grand d´ecalage spectral, d´eterminant pour estimer la tendance g´en´erale de l’´evolution, ne comprend que 6 points, dont 2 au dessus du niveau moyen des autres intervalles. L’incertitude des densit´es de flux ´etant raisonnablement anti-corr´el´ee avec les densit´es de flux, la moyenne pond´er´ee est alors biais´ee vers les hauts flux, ce qui fausse les conclusions d’Archibald et al.. Priddey et al. ne concluent, cependant, pas sur une ´eventuelle tendance similaire dans leur ´echantillon.
D’apr`es les tests d’analyse de survie `a une variable, effectu´es sur les distributions de lumino- sit´es infrarouge lointain des 3 ´echantillons ´etudi´es, l’´echantillon de Carilli et al. (2001a) semble indiquer une possible relation entre MBet LFIR. L’application de ces tests `a l’ensemble des ´echan- tillons ´etudi´es ou `a une combinaison des deux ´echantillons `a z ∼ 4 ne permet pas de conclure de mani`ere ferme sur la pr´esence d’une corr´elation entre la luminosit´e infrarouge lointain et la magnitude bleue absolue. Bien qu’une corr´elation soit attendue entre ces deux quantit´es, il est possible qu’elle soit cach´ee par un d´ecalage temporel des activit´es d’accr´etion et/ou de formation stellaire. De plus, l’utilisation d’une temp´erature moyenne, ou la non correction d’un possible effet d’amplification gravitationnelle de ces sources augmentent probablement la dispersion des ´echantillons et en compliquent l’´etude. La figure 3.1 pr´esente la luminosit´e infrarouge lointain en fonction de la magnitude bleue absolue pour l’ensemble des trois ´echantillons observ´es.