5.2 Effets de l’environnement
5.2.3 Evolution de la taille des ETGs dans deux environnements
à un intervalle de temps de ∼ 2.5 Gyr. Cela peut donc nous fournir une idée de
l’évolution en taille des ETGs d’amas et de champ dans cet intervalle de temps et entre z∼1, 5 et z =0.
Les tailles sont moyennées dans chaque intervalle de redshift en ajustant une fonc- tion gaussienne sur la distribution des tailles normalisées par la masse. Les tailles moyennes correspondent ainsi à la position du pic du meilleur ajustement de la fonc- tion gaussienne (voir figure 5.4 pour des exemples d’ajustements des distributions). Nous avons vérifié que les résultats ne changeaient pas en prenant la valeur médiane ou la moyenne coupée à 3σ. Les incertitudes sur la taille moyenne sont calculées par une méthode de bootstrap. Le calcul de chaque valeur est répété 1000 fois en enle- vant à chaque fois un élément au hasard et l’erreur est calculée comme l’écart-type
σ des moyennes de toutes les mesures successives. Les valeurs moyennes obtenues
pour chaque échantillon de galaxies de champ ou d’amas sont résumées dans le ta- bleau 5.7.
La taille moyenne des ETGs à z ∼ 0 est obtenue à partir d’un échantillon de ga- laxies du SDSS. Cet échantillon est construit par une corrélation croisée du catalogue morphologique de Huertas-Company et al. (2010a) avec le catalogue de groupes de galaxies de Yang et al. (2007) mis à jour à la DR7 du SDSS. Les tailles viennent de l’ajustement sur un profil de Sersic réalisé par Meert et al. (2012, soumis). Les galaxies sont sélectionnées comme étant des ETGs avec P(ETG) > 0, 7 et l’échantillon est di-
visé en deux, un échantillon de champ dont les masses de halo de matière noire sont telles que log(Mh/M⊙) < 12, 5 et un échantillon d’amas ayant log(Mh/M⊙) > 14.
normalisée par la masse pour les galaxies passives de type précoce de champ et d’amas ayant des masses supérieures à 3×1010 M⊙. Les points issus de nos obser-
vations sont ajustés par une fonction de la forme : γ = Re/M0.5711 = β× (1+z)α. Sur le panneau en haut à gauche est réprésenté l’échantillon total. Un résultat net se dessine : aucune différence significative n’est observée dans l’évolution en taille des ETGs dans les deux environnements. Les ETGs de champ suivent la fonction
γ ∝ (1+z)α avec α = −0, 87±0, 04 et les ETGs d’amas suivent la même fonction avec une pente similaire α = −0, 82±0, 06 (voir aussi tableau 5.6). Pour s’assurer de
la validité du degré d’évolution trouvé, nous avons superposé à nos résultats les évo- lutions en taille obtenues par Newman et al. (2012), Cimatti et al. (2012) et Damjanov et al. (2011) pour une population de galaxies entière sans distinction d’environne- ment. Nos résultats sont globalement en accord avec les évolutions en taille trouvées par Newman et al. (2012) et Cimatti et al. (2012). L’écart est cependant plus grand avec le résultat de Damjanov et al. (2011), qui trouvent γ ∝ (1+z)1,62±0,34 avec une taille
à z ∼ 0 plus grande que les autres ; nous sommes en désaccord à 2σ. Sur le panneau
en haut à gauche, les tailles des ETGs de groupes et de champ de Huertas-Company et al. (2013) sont aussi représentées ; elles s’étendent sur la même relation en tenant compte des barres d’erreur.
Afin de tester si l’absence de différence entre les deux environnements est due à la contamination des galaxies de champ dans l’échantillon de galaxies d’amas, nous avons représenté sur le panneau en haut à droite de la figure 5.5 l’évolution en taille des galaxies d’amas confirmées spectroscopiquement. Les résultats restent inchan- gés : aucune différence significative n’est observée dans l’évolution en taille des ETGs d’amas et des ETGs de champ. On remarque que le point au plus haut redshift est légèrement au dessus de l’évolution attendue. Ceci est une conséquence de l’incom- plétude des redshifts spectroscopiques à haut redshift, où seuls les objets les plus brillants (et donc les plus grands) sont observés.
Dans la partie en bas à droite de la figure 5.5, cette fois, nous avons limité l’échan- tillon de galaxies d’amas aux ETGs passives comprises dans un rayon de 0, 5R200 du centre de chaque amas, qui est un autre moyen de limiter la contamination par des ga- laxies de champ. L’évolution en taille dans les deux environnements reste cohérente et comparable à l’évolution de la sélection entière. Seul le point au plus haut redshift diffère de l’échantillon entier, ce qui signifie que la contamination des galaxies d’amas est plus élevée à haut redshift et est négligeable en dessous de z ∼1.
Un autre test pour vérifier la robustesse de ce résultat consiste à considérer la clas- sification visuelle des ETGs de champ et d’amas dont le résultat est représenté sur le panneau en bas à gauche de la figure 5.5. Comme je l’ai dit dans le chapitre précé- dent, deux d’entre nous (Marc Huertas et moi) ont classifié visuellement l’échantillon de galaxies passives sélectionnées comme étant de type précoce par GalSVM. Nous avons trouvé entre 4 et 15% de galaxies mal classifiées par GalSVM, i.e. classifiée en tant qu’elliptiques alors que ce sont des spirales ou des irrégulières. Ces galaxies cor-
PRÉCOCE DANS DIFFÉRENTS ENVIRONNEMENTS ET À HAUT REDSHIFT
respondent à des galaxies de faibles masses qui apparaissent petites et très brillantes au centre. GalSVM les classe alors comme elliptiques alors que ce sont des galaxies spirales ayant des disques de faible brillance de surface. Cependant, cette contami- nation dans la population des elliptiques ne changent pas la tendance de l’évolution en taille de la population des ETGs. Les valeurs de α des meilleurs ajustements res- tent les mêmes dans les barres d’erreur : α = −0, 82±0, 05 pour les ETGs d’amas et
α = −0, 89±0, 05 pour les ETGs de champ classifiées visuellement.
Puisque l’échantillon COSMOS est moins profond que les autres, en particulier à des redshifts plus grands que 1, des effets d’incomplétude pourrait avoir un impact sur l’évolution en taille observée. Nous avons vérifié que nos résultats sur l’évolution en taille restaient inchangés en retirant l’échantillon COSMOS de l’échantillon de ga- laxies de champ, mis à part les barres d’erreur plus grandes à cause des statistiques plus faibles.
Finalement, les ETGs passives de masse stellaire supérieure à 3×1010 M⊙dans les
amas et dans le champ de nos échantillons ont le même comportement. Elles évoluent de la même manière compte tenu des incertitudes. Cependant, il se pourrait qu’il y ait un effet visible sur l’évolution en taille entre les deux environnements dans des in- tervalles de masse différents et/ou en regardant des types morphologiques différents (elliptiques, lenticulaires) comme nous avons pu le montrer dans Huertas-Company et al.(2013). Dans la suite, nous allons analyser en détail l’évolution en taille des ETGs dans les amas et dans le champ dans des intervalles de masse différents et pour des morphologies différentes.
Échantillon Masse α±∆α β±∆β
ETGs d’amas log(M/M⊙) >10, 5 −0, 82±0, 06 4, 57±0, 04
10, 5 ≤log(M/M⊙) < 11 −0, 78±0, 08 4, 38±0, 03
log(M/M⊙) >11 −1, 09±0, 14 5, 13±0, 07
ETGs de champ log(M/M⊙) ≥10, 5 −0, 87±0, 04 4, 64±0, 02
10, 5 ≤log(M/M⊙) < 11 −0, 87±0, 06 4, 62±0, 02
log(M/M⊙) ≥11 −1, 07±0, 08 5, 37±0, 10
TABLE 5.6 – Paramètres de l’ajustement de l’évolution en taille des ETGs d’amas et
des ETGs de champ de telle sorte que Re/M0.5711 =β× (1+z)α.