5.8 Pr´edictions pour les observations `a venir
5.8.2 FIRST dans les bandes de SPIRE `a 250, 350 et 550 µ m, et
SPIRE sur FIRST
SPIRE, Spectral and Photometric Imaging Receiver, est un instrument bo-lom´etrique disposant de cam´eras `a 250, 350 et 550µm. FIRST devrait ˆetre lanc´e en 2007.
Les relev´es profonds devraient permettre d’atteindre une sensibilit´e de 15 mJy `a 250 et 350µm, et 20 mJy `a 550µm.
Le fond est r´esolu `a 35% `a 250µm, 20% `a 350µm, et 5% `a 550µm.
La distribution en redshift des sources montre que de l’ordre de d’un tiers des sources est `a z 1 `a 250 et 350µm, et que cette proportion passe `a 85% `a 550µm.
HFI sur Planck
Planck dispose de deux instruments focaux, LFI Low Frequency Instrument et HFI High Frequency Instrument. HFI, instrument bolom´etrique, dispose de 6 bandes `a 350, 550, 850µm et `a 1.4, 2.0 et 3.0 mm. Planck devrait ˆetre lanc´e en mˆeme temps que FIRST, en 2007.
Le relev´e de Planck couvre toute la surface du ciel en une mission de 2 ans. Tournant sur lui-mˆeme `a la vitesse d’un tour par minute, sa sensibilit´e sera limit´ee pour les relev´es de sources ponctuelles. Elle devrait atteindre 220 mJy `a 350 et 550µm et 100 mJy `a 850µm. L’essentiel des sources sera local. Notre mod`ele le confirme. La sensibilit´e `a l’´emission ´etendue permettra en revanche l’´etude de la structure du CIB, en compl´ement de celle du CMB qui constitue l’objectif principal de la mission.
5.8 Pr´edictions pour les observations `a venir 155
FIG.5.23: Mod`ele de comptages int´egraux `a 70 µm.
FIG. 5.24: Distribution en redshift des sources de flux sup´erieur `a 2 mJy `a 70 µm
FIG. 5.25: Distribution en redshift des sources de flux sup´erieur `a 30 mJy `a 160 µm pr´edites par le mod`ele.
5.9 Conclusion et perspectives
Notre mod`ele ph´enom´enologique est bˆati `a partir de contraintes observa-tionnelles telles que les comptages entre 15 et 850µm, le spectre du CIB, et la LF locale. Nous trouvons une seule possibilit´e pour l’´evolution de la LF avec le redshift pour ˆetre en accord avec les donn´ees. Les sc´enarii de non evo-lution, ou d’´evolution en densit´e pure ou en luminosit´e pure n’ajustent pas toutes les donn´ees. L’´evolution compatible avec les donn´ees est domin´ee par des galaxies brillantes. Ainsi l’´evolution des galaxies infrarouges est domin´ee par des ULIRG’s de distribution de luminosit´e piquant `a L 2.0 1011L et s’´etendant au dela de 1013L .
Les distributions en redshift pr´edites sont en accord avec les observations `a 15, 170, et 850µm. En particulier pour FIRBACK, 10% des sources se situe `a 1
z
2.5.
Les perspectives de ce travail sont nombreuses. Nous pouvons tout d’abord introduire une fraction d’AGN variable qui permettrait de donner une contrainte sur leur pr´esence en ajustant ou non les donn´ees existantes. Nous avons en effet des indications selon lesquelles une faible proportion des LIRG’s est domin´ee par des AGN (environ 20%) , et probablement plus pour les ULIRG’s. Nous pouvons ensuite mettre `a jour les param`etres cosmo-logiques employ´es. Nous pouvons enfin raffiner nos ajustements en utilisant les comptages diff´erentiels.
Les perspectives scientifiques sont larges, et li´ees `a la pr´eparation des fu-tures observations. Le mod`ele permet de faire des pr´edictions pour MIPS sur SIRTF, SPIRE sur FIRST et HFI sur Planck. Il est possible d’ajouter d’autres instrumentations majeures, comme MAMBO et ALMA dans le millim´etrique
5.9 Conclusion et perspectives 157
au sol, PACS sur FIRST (liste non exhaustive). L’int´erˆet est de pouvoir alimen-ter les simulations pour, par exemple, pr´edire le nombre de sources d´etect´ees et leur distribution en redshift, pr´eparer les efforts de suivi multi-longueur d’onde, g´en´erer des cartes simul´ees connaissant le LogN-LogS, ´etudier la confusion, l’extraction des sources, estimer la contribution des sources aux fluctuations du fond et leur distribution en redshift.
Le mod`ele, bientˆot public, sert d´ej`a pour la pr´eparation du programme Legacy de SIRTF pour la cosmologie dirig´e par Charles Beichman, et pour cer-taines simulations Planck.
Chapitre 6
Conclusion, perspectives
O
BSERVERet comprendre l’´evolution des galaxies est l’un des enjeux de la cosmologie moderne. Du point de vue observationnel, il est n´ecessaire d’effectuer des relev´es profonds sur de grandes surfaces qui permettent de contraindre les mod`eles de formation et d’´evolution.Mon travail de th`ese a comport´e plusieurs volets : traitement et ´etalonnage de donn´ees spatiales infrarouges, analyse du plus profond relev´e cosmo-logique effectu´e `a 170µm avec ISO, mod´elisation ph´enom´enologique de l’´evolution des galaxies dans le domaine spectral couvrant l’infrarouge et le submillim´etrique, et enfin participation `a l’´etude panchromatique de la nature des galaxies FIRBACK qui contribuent au fond extragalactique infrarouge et submillim´etrique.
Je pr´esente dans les paragraphes suivants les principaux r´esultats de mon travail, et en dessine les perspectives `a court et long terme.
6.1 Traitement et ´etalonnage des donn´ees ISO `a
170 µm
Il aura fallu plusieurs ann´ees pour que les donn´ees du premier obser-vatoire spatial infrarouge, le satellite ISO, soient comprises finement afin d’atteindre les limites instrumentales. J’ai d´evelopp´e la chaˆıne de traite-ment des donn´ees `a 170µm provenant du photom`etre PHOT, en incluant des corrections pour le changement de r´eponse des d´etecteurs suite `a des impacts de rayons cosmiques, pour les transitoires (effets de m´emoire des d´etecteurs), pour le “flat field” (champ plat) et pour la photom´etrie. J’ai ef-fectu´e l’´etalonnage d´efinitif des donn´ees en ´emission ´etendue, et d´evelopp´e de nouvelles techniques de reprojection des donn´ees.
Les aspects originaux de mon travail consistent en plusieurs points. Tout d’abord les transitoires sont corrig´es en utilisant la redondance des observations dans les donn´ees PHOT. Ensuite l’´etude pr´ecise du lobe de l’instrument a per-mis d’obtenir un ´etalonnage final de l’´eper-mission ´etendue en accord avec les mesures de DIRBE, instrument photom´etrique absolu. Enfin, la projection des donn´ees sous
forme de cartes est adapt´ee aux gros ensembles de donn´ees, qui vont s’accroˆıtre avec les futures missions, comme le satellite SIRTF de la NASA.
L’une des perspectives de ce travail est l’application `a SIRTF des tech-niques d´evelopp´ees pour ISO, avec n´eanmoins cette simplification : la meilleure r´esolution, le plus grand nombre de d´etecteurs et la redondance plus importante vont rendre le traitement plus proche de celui des donn´ees ISOCAM actuellement que de celles de PHOT. Il ne sera ainsi pas n´ecessaire d’utiliser la reprojection par interpolation.