Partie III : Caract´ erisation physique des galaxies fortement
8.3 Aboutissement de cette fructueuse collaboration au sein des consortiums PEP
9.1.2 Extraction de sources
Les catalogues de PEP en g´en´eral, et notamment ceux du champ COSMOS, ont ´et´e obtenus selon deux approches diff´erentes, chacune r´epondant de mani`ere plus optimale aux diff´erents objectifs scientifiques d´efinis dans le cadre du consortium.
La premi`ere m´ethode consiste en une extraction `a l’aveugle en utilisant le code d’ajuste- ment de PSF Starfinder (Diolaiti et al. 2000). Cette m´ethode repose sur la forte hypoth`ese comme quoi toutes les sources sont ponctuelles, et il est possible de leur appliquer une PSF. Il faut ensuite proc´eder `a une extraction des sources au dessus d’un certain niveau en signal sur bruit. Cette extraction de sources se fait sans utiliser aucune information sur les donn´ees du mˆeme champ dans les autres longueurs d’onde. Cette m´ethode d’extraction de sources est donc consid´er´e non biais´ee.
Le catalogue du champ COSMOS ainsi obtenu inclus toutes les sources au dessus d’une limite S/N de 3σ, obtenue directement `a partir des mesures de flux et des incertitudes sur ces flux. Une information importante `a connaˆıtre est le taux de compl´etude du catalogue ainsi que
le taux de contamination par fausse d´etection. Pour cela, des simulations ont ´et´e ex´ecut´ees. Plus de 10 000 sources artificielles ont ´et´e ajout´ees `a la carte finale de PACS. Ces sources ont ´et´e ensuite extraites avec Starfinder dans la mˆeme configuration que celle mise en place pour extraire les sources r´eelles. Cette d´emarche a permis d’´evaluer le taux de compl´etude du catalogue (`a 60%) et le taux de contaminants, comme explicit´e `a la Table 9.1.2.
Je donne ´egalement le niveau de compl´etude `a 80% pour le catalogue obtenu `a partir d’une extraction `a l’aveugle. Ce niveau est atteint pour des flux de ∼10 mJy et ∼20 mJy `a 100 et 160 µm respectivement.
L’extraction des sources les plus brillantes (100 mJy et plus) ont pos´e probl`eme avec l’uti- lisation de Starfinder. En effet, ces sources tr`es brillantes sont ´egalement tr`es ´etendues, mˆeme dans les images PACS, et la m´ethode d’ajustement de PSF n’est alors plus assez robuste pour les extraire proprement et d´eterminer leur flux. Il a alors fallu utiliser SExtractor (Bertin and Arnouts 1996) sur ces sources. Les r´esultats sont les suivants. A 100 µm, le catalogue Starfin- der `a 3σ contient 5644 sources. Le catalogue SExtractor contient 115 sources potentiellement affect´ees par le ph´enom`ene de sources trop ´etendues pour ˆetre extraites proprement. Sur ces 115 sources, 78 correspondent `a au moins deux sources du catalogue Starfinder. Ce ph´enom`ene affecte au total 182 sources du catalogue Starfinder. Une fois les effets des sources ´etendues corrig´es par l’utilisation de SExtractor, le catalogue blind final contient 5540 sources. De la mˆeme mani`ere, le catalogue Starfinder `a 160 µm contient 5339 sources. Le catalogue SEx- tractor contient 100 sources potentiellement affect´ees par les effets d´ecrits ci-dessus. Sur ces 100 objets, 59 d’entre eux correspondent `a au moins deux sources du catalogue Starfinder. Ce qui correspond `a un total de 131 sources du catalogue Starfinder affect´ees. Le catalogue corrig´e de ces effets contient alors 5267 sources.
Ce travail d’extraction de sources suivant la m´ethode “blind” a ´et´e men´ee par Stefano Berta & Benjamin Magnelli (MPE).
La deuxi`eme m´ethode pour obtenir les catalogues PEP-COSMOS est d’utiliser la position des sources 24 µm et la technique d’ajustement de PSF. Il s’agit de la m´ethode avec “priors”. La liste des priors utilis´es provient du catalogue profond de Le Floc’h & Aussel `a partir des observations MIPS-24 µm dans COSMOS (Le Floc’h et al. 2009). Le catalogue PACS avec priors a ´et´e obtenu en utilisant Daophot II. De la mˆeme mani`ere que pour le catalogue blind, des simulations ont ´et´e conduites de mani`ere `a obtenir les taux de compl´etude et de contaminants. Ces r´esultats sont r´esum´es `a la Table 9.1.2.
Ce travail d’extraction de sources avec priors a ´et´e men´e par Emeric Le Floc’h (CEA).
Champ et Bande F(3σ) N≥3σ F(5σ) N≥5σ Comp. 3σ f(cont.)3σ Comp. 5σ f(cont.)5σ
COSMOS blind 100 µm ∼5.0 5360 ∼8.3 3490 0.11 0.27 0.59 0.02
COSMOS blind 160 µm ∼10.2 5105 ∼17.0 2759 0.09 0.29 0.59 0.03
COSMOS piors 100 µm ∼5.0 5368 ∼8.0 2999 0.43 0.58 0.90 0.09
COSMOS priors 160 µm ∼11.0 4649 ∼18.0 2159 0.29 0.48 0.84 0.09
Table 9.1 – Statistiques du champ COSMOS. Comparaison entre les catalogues obtenus par la m´ethode d’extraction non biais´ee (extraction `a l’aveugle, ou blind dans la table ci-dessus) et par la m´ethode avec “priors”.
Les deux m´ethodes conduisent `a des r´esultats similaires et les flux obtenus dans les deux catalogues sont en tr`es bon accord. La Fig. 9.6 montre les comparaisons entre les deux
9.1 Obtention du catalogue PACS-COSMOS 117
catalogues, avec en partant de la gauche vers la droite : la comparaison directe des flux obtenus dans les deux catalogues, la distribution des sources sans contreparties et enfin la distribution des sources sans contreparties en terme de fraction relative par rapport au nombre total de sources dans un intervalle de flux donn´e. Les panneaux de gauche de la Fig. 9.6 montrent le bon accord au niveau des flux pour les deux catalogues. En revanche, on observe un plus grand nombre de sources tr`es faibles dans le catalogue avec priors, ce qui n’est pas surprenant. En effet, au vu de la m´ethode d’obtention des catalogues, la m´ethode avec priors permet d’extraire des sources plus profondes en flux que la m´ethode d’extraction blind.
Dans la suite de ce manuscrit, lorsque je fais r´ef´erence au catalogue PACS-COSMOS ou encore aux flux PACS, j’utilise exclusivement le catalogue obtenu avec priors.
Field
F(3σ)
N
F(5σ)
N
Completeness f(spur) Completeness f(spur)
& band
mJy
≥ 3σ
mJy
≥ 5σ
3σ
3σ
5σ
5σ
COSMOS 100
∼ 5.0
5368
∼ 8.0
2999
0.43
0.58
0.90
0.09
COSMOS 160
∼ 11.0 4649 ∼ 18.0 2159
0.29
0.48
0.84
0.09
Table 3: Statistics of COSMOS catalogs extracted using position priors at 24µm.
for possible mistakes or errors during extraction, calibration, etc.
We briefly report the comparison between the two flavors of catalogs in Figure 5.
For each band, we show:
the direct comparison of fluxes for sources in common to both catalogs;
the distribution of unmatched sources in absolute number;
the distribution of unmatched sources in fraction relative to total in the given
flux bin.
Fluxes extracted with the two methods (completely independent, excepted for the
adopted PSF profiles) are well consistent to each other.
As far as the distribution of un-matched sources is concerned, we find an “excess”
of faint objects in the priors catalog, with respect to the blind one. It is actually
expected that the catalogs extracted with 24 µm positional priors are deeper than
the blind catalogs and retrieve more faint sources (see also completeness diagrams in
Figs. 2 and 4).
Figure 5: Comparison between blind and priors catalogs in PEP COSMOS.
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Figure 9.6 – Comparaison entre les catalogues obtenus par la m´ethode d’extraction non biais´ee (extraction `a l’aveugle, ou blind) et par la m´ethode avec “priors” de PEP-COSMOS.
En revanche, dans l’´etude de Berta et al. (2010), les courbes de comptages de galaxies ont ´et´e obtenues `a partir des catalogues blind de PEP. La Fig. 9.7, que j’ai d´ej`a introduite au chapitre 1, montre ces comptages PEP normalis´es `a la pente euclidienne (dN/dS ∝ S−2.5 o`u S est le flux) `a 100 et 160 µm. Les symboles pleins sur cette figure correspondent `a la limite de compl´etude de 80%. En utilisant la m´ethode d´ecrite dans Chary et al. (2004), l’analyse a ´et´e ´etendue `a des objets plus faibles jusqu’`a la limite de d´etection de 3σ. On observe sur les deux panneaux de la Fig. 1.5 un bon accord entre les r´esultats PACS et les comptages ISO `a 95 µm (Rodighiero and Franceschini 2004; H´eraudeau et al. 2004) et `a 160 µm avec MIPS (B´ethermin et al. 2010), et cela notamment dans le cas du champ COSMOS.
Une fois encore, cette collaboration au sein de PEP a ´et´e fructueuse et me permet d’ˆetre co-auteur sur des papiers de grands int´erˆets scientifiques. Ces papiers sont pour la plupart
Fig. 1.Number counts at 100 (left) and 160 µm (right), normalized to the Euclidean slope. Filled/open symbols belong to flux bins above/below the 80% completeness limit. Models belong toLagache et al.(2004),Franceschini et al.(2010),Rowan-Robinson(2009),Le Borgne et al.(2009),
Valiante et al.(2009),Lacey et al.(2010), Gruppioni & Pozzi (in prep.). Shaded areas represent ISO and Spitzer data (Rodighiero & Franceschini 2004;Héraudeau et al. 2004;Béthermin et al. 2010). Inset: Collection of PACS number counts, including this work (red, limited to relative errors ≤15% for clarity sake), PEP Abell 2218 (grey, Altieri et al.2010) and HerMES-PACS (light-blue, Aussel et al., in prep.). The solid lines in the insets mark the trends expected for a non-evolving population of galaxies.
(∼450 arcmin2) fields. AppendixAdescribes data reduction and
catalog extraction.
PACS number counts were computed in each field within 0.1 dex flux bins, and are reported in Fig.1and Table1, normal- ized to the Euclidean slope (dN/dS ∝ S−2.5). Incompleteness
and spurious sources have been dealt with using Monte Carlo simulations (see AppendixA). Filled symbols belong to the con- servative 80% completeness limit. Thanks to the method de- scribed in Chary et al.(2004), we extend the analysis down to the faintest objects detected at the 3σ level. Error bars include Poisson statistics, flux calibration uncertainties, and photomet- ric errors. The latter have been propagated into number counts via 104 realizations of random Gaussian flux errors applied to
each PACS source, using a dispersion equal to the local mea- sured noise. The 95 µm ISO counts (Rodighiero & Franceschini 2004;Héraudeau et al. 2004) and the 160 µm Spitzer results by
Béthermin et al. (2010, including GOODS/FIDEL, COSMOS and SWIRE fields) are consistent with PACS data, excepted the ISO faintest flux bin.
Small insets in Fig.1show results from PACS guaranteed- time surveys: this work, Abell 2218 lensed counts (Altieri et al.
2010), and HerMES (Aussel et al., in prep.). The three datasets complement each other and show overall agreement, the 160 µm HerMES counts excepted. This discrepancy can be ascribed to the sheet of galaxies known to bias the HerMES LH North field, on which their counts are based (Owen & Morrison 2009).
Differential, Euclidean-normalized counts display various well-known features: below ∼100 mJy at 100 µm and ∼200 mJy at 160 µm, the slope is super-Euclidean, reaching a peak in the counts between ∼5–10 and 30 mJy, while at fainter fluxes the slope quickly becomes sub-Euclidean. These attributes are generally interpreted as indicating evolving properties in the IR galaxy population (see Sect. 4): the trend expected for no- evolution is shown in Fig.1insets.
The non-normalized differential counts can be represented by a power law of the type dN/dS ∝ Sα, with two distinct
slopes at fluxes fainter/brighter than Sbreak. The results of a
weighted least squares fit are given in Table2for the different PEP fields. The Sbreakflux is ∼5.0 mJy at 100 µm and ∼8.5 mJy
at 160 µm. At the bright end, the number of sources in the small fields is low, and error bars are dominated by Poisson statistics. Consequently, the large uncertainties allow for nearly-Euclidean
Table 2. Power-law fit to PACS differential number counts in the form dN/dS ∝ Sα.
Field Flux range Slope Error
band [mJy] α dα GOODS-N 100 2.8−5.6 –1.32 ±0.27 GOODS-N 100 5.6−45 –2.31 ±0.05 LH 100 6.0−89 –2.60 ±0.05 COSMOS 100 8.0−142 –2.63 ±0.03 GOODS-N 160 5.6−9.0 –1.67 ±0.32 GOODS-N 160 9.0−71 –2.54 ±0.04 LH 160 9.0−113 –2.68 ±0.05 COSMOS 160 17.0−179 –3.02 ±0.04
fits in GOODS-N and the LH. In the case of COSMOS, the slope is significantly steeper than Euclidean at 160 µm, while the 100 µm counts are still very flat. At the faint end, the 160 µm slope derived from our counts (GOODS-N only) is consistent with what is found by stacking 24 µm sources on Spitzer 160 µm maps (Béthermin et al. 2010, α = −1.61 ± 0.21).
3. Resolved CIB fraction
The added contribution of resolved galaxies provides a lower limit to the IR background and can be compared to direct mea- surements of the total CIB. After the discovery of the CIB (Puget et al. 1996; Hauser et al. 1998), numerous authors attempted to directly measure its surface brightness from COBE/DIRBE maps (e.g.Lagache et al. 2000;Renault et al. 2001;Wright 2004;
Dole et al. 2006). Here we adopt the most recent revision of the
Lagache et al.(2000) DIRBE measurements, provided inDole et al.(2006): 14.4±6.3, 12.0±6.9, and 12.3±2.5 [nW m−2sr−1],
at 100, 140, and 240 µm, respectively. Interpolating between these values, one obtains a value of 12.8 ± 6.4 [nW m−2sr−1]
at 160 µm. These direct measurements are still affected by large uncertainties, mainly due to difficulties in defining an absolute flux scale and in removing zodiacal light. An alternative estimate of the total CIB is obtained by integrating the power-law extrap- olation of our number counts, between 0.01 and 1000 mJy. We adopt the slope derived on GOODS-N data for S < Sbreak and
an average between COSMOS and Lockman Hole at brighter fluxes (see Table2and Sect. 2). The total CIB estimates from this extrapolation are ∼12 and ∼13 [nW m−2sr−1] in the green Page 2 of7
Figure 9.7 – Comptages `a 100 et 160 µm normalis´e `a la pente euclidienne pour les champs de PEP. Tir´ee de Berta et al. (2010).
en cours de r´edaction. Je donne cependant un exemple provenant de cette enrichissante col- laboration : The Redshift and Nature of AzTEC/COSMOS 1 : A Starburst Galaxy at z = 4.6, Smolˇci´c et al. (2011), o`u ils ´etudient la nature de la plus brillante des galaxies submil- lim´etriques du champ AzREC/COSMOS. Cette galaxie est extrˆemement jeune et massive, et s’av`ere ˆetre compact et formant beaucoup d’´etoiles (∼ 1300 M%yr−1). Ils expliquent ces r´esultats par le fait que cette source forment des ´etoiles dans un r´egime o`u la gravit´e empˆeche la formation de vents stellaires. Cela conduit `a une accumulation de mati`ere et permet ainsi la formation de nouvelles ´etoiles.