La relative mauvaise qualité des zphot à z ≤ 0.2 comparé aux autres inter- valles deredshift, ainsi que l’échantillonage insuffisant de la population de ga-
laxies dans cet intervalle (en particulier pour les luminosités les plus brillantes et les régimes de densité les plus élevés), exclut toutes comparaisons directes entre nos résultats et ceux obtenus pour l’Univers local par d’autres auteurs (par exemple Balogh et al., 2004 ; Baldry et al., 2006).
En général, une distribution en couleur bimodale des galaxies est observée dans notre échantillon à tous les redshifts et toutes les luminosités. Depuis
les études récentes de l’Univers local (Balogh et al., 2004 ; Hogg et al., 2003 ; Cooper et al., 2006), il est admis que cette bimodalité correspond à une sé- paration des galaxies en deux populations : une population rouge early type
(elliptiques avec une vieille population stellaire évoluant passivement) et une population bleue late type (spirale avec une population stellaire jeune). Dans
cette thèse, nous avons étendu l’étude à plus grand redshift, en gardant le
même type de sélection en couleur et la même façon de déterminer la densité. Une étude similaire a été faite par Bell et al. (2004) en utilisant desredshifts
photométriques dans le relevé COMBO-17, jusqu’à z~1 (~25000 galaxies). Bien que l’échantillon du CFHTLSD soit plus étendu et profond, les tendances ob- servées concernant la bimodalité et les couleurs moyennes de la population rouge sont très similaires. Les résultats de cette thèse sont aussi en très bon accord avec d’autres études récentes utilisant les zphot (Weiner et al., 2005 ; Cucciati et al., 2006 ; Franzetti et al., 2007). Un échantillon spectroscopique d’environ 6000 galaxies, extrait des premières séries de données du VVDS, a été utilisé par Franzetti et al. (2007) pour observer la distribution en cou-
CHAPITRE 11. DISCUSSION ET CONCLUSION 134 leur des galaxies. Ces auteurs ont trouvé que la distribution est bimodale jusqu’à z~1.5. L’avantage d’utiliser le CFHTLSD au lieu d’un échantillon spec- troscopique plus réduit est que l’on dispose d’une meilleure statistique et d’un meilleur échantillonage à la fois par intervalle de redshift, de luminosité et de
densité. Le prix à payer est un élargissement de la distribution en couleur du à l’incertitude sur les zphot . Une suggestion interessante de Franzetti et al. (2007), qui affecte aussi l’interprétation de nos résultats, est le fait qu’une fraction de la population rouge aux redshifts qui nos interessent pourrait être
associées à des galaxies avec une activité de formation stellaire mais rougies, au lieu de réels systèmesearly type.
Au moins ~50% des galaxies rouges brillantes (Mr ≤ −22) étaient déjà en place à z~1.2, ce qui indique une époque d’assemblage précoce. D’un autre côté, l’évolution de la couleur moyenne de la population rouge de notre échan- tillon entre z~1.2 et z~0 (∆(u ∗ −r0) ∼ 0.2) est consistent avec avec une popu- lation stellaire unique, ou un sursaut de formation stellaire bref (τ ≤ 0.1Gyr), formé à z ≥ 2.5 et évoluant passivement par la suite. Ce résultat est très dé- pendant de la durée du sursaut de formation stellaire mais presque insensible à l’époque de formation.
Le rougissement global des populations rouge et bleue entre z~1.2 et 0 à luminosité constante, indique qu’il y a eu évolution de la population stel- laire et du contenu des galaxies. Les couleurs moyennes des deux populations semblent dépendre plus de la densité locale que de la luminosité à z ≤ 0.6, mais c’est la tendance inverse qui est observée à plus grand z. Le même com- portement qualitatif a été observé par Cucciati et al. (2006) avec l’échantillon spectroscopique du VVDS. A grand redshift, les galaxies les plus brillantes
de l’échantillon (que ce soit dans les populations rouge ou bleue) montrent un bleuissement global entre les environnements sous-dense et sur-dense, ce qui pourrait être une indication que l’activité de formation stellaire augmente avec la densité locale à grand z. La situation est différente à bas z, où l’activité de formation stellaire tracée par la population bleue, se concentre préférentielle- ment vers les faibles luminosités et les régions de faibles densités locales.
Avoir une fraction de galaxies bleues qui décroit au cours du temps au sein d’un amas est une conséquence naturelle du scénario hiérarchique (Kauff- mann 1995 ; Benson et al. 2001), si on considère que les amas jouent un rôle dans l’extinction de la formation stellaire au sein des galaxies. Une variété de méchanismes ont été proposé pour expliquer l’extinction de la formation
stellaire des galaxies approchant un amas ou un groupe :
– Les collisions entre galaxies ( Toomre & Toomre, 1972), qui peuvent al- lumer l’activité d’un noyau actif de galaxie. Celui-ci par son activité, va éjecter le gaz de la galaxie résultant de la collision, arrêtant ainsi les pro- cessus de formation stellaire (Springel et al., 2005).
– Les rencontres proches et à grande vitesse des galaxies qui peuvent ar- racher le gaz à l’interieur des galaxies (Moore et al., 1996).
– Le dépouillement du gas par des effets de pression du milieu inter-amas chaud (”ram-pressure stripping” en anglais, (Gunn & Gott 1972)).
L’évolution passive des galaxies combinée au regroupement progressif des ga- laxies les plus lumineuses avec tous les effets que l’on vient de citer sur la formation stellaire au sein des galaxies, expliquent le rougissement progressif des galaxies dans le cadre du scénario hiérarchique. Ce rougissement a affecté en premier les galaxies les plus massives car ce sont les plus vieilles (elles ont eu le temps de consommer leur gaz) et qu’elles se sont regroupées en premier.
CHAPITRE 11. DISCUSSION ET CONCLUSION 135 Etant donné la complétude de nos échantillons nous n’avons pas accès à l’évolution des galaxies les moins brillantes entre 0.6 < z < 1.2. Cependant, ces galaxies de faibles magnitudes sont également affectées par le rougissement global des galaxies, comme on l’observe dès z~0.6.
Le comportement global, avec une formation stellaire se déplaçant des ga- laxies massives à grand z, vers les systèmes de plus petites masses à bas z, peut être interprété comme un phénomène de downsizing (par exemple Cowie
et al., 1996 ; Neistein et al., 2006), en accord avec les prédicitions du scénario de formation hiérarchique des structures (Kauffmann et al., 1993 ; Somer- ville & Primack, 1999 ; Cole et al., 2000). Finalement, les relations couleur- magnitude-environnement des populations de l’Univers local observées dans cette thèse, étaient déjà en place à un redshift z~0.4-0.6.