5.2.1 L’échantillon “LCL05” . . . . 95
5.2.2 Le grand relevé “VVDS” . . . . 95
5.1 L’Univers local
Le but de cette thèse étant l’étude de l’évolution des galaxies, nous avons besoin
d’établir un certain nombre de relations de référence à partir de données collectées
sur un grand nombre de galaxies dans l’Univers local, c’est-à-dire des galaxies à
dé-calage spectral proche de zéro. Ces dernières années, deux grand relevés
spectro-photométriques réalisés depuis le sol ont mis de telles données à la disposition de la
communauté scientifique : le 2dFGRS et le SDSS.
5.1.1 Le grand relevé “2dFGRS”
Le relevé 2dFGRS (de l’anglais “2degree Field Galaxy Redshift Survey” ; Colless
et al., 2001) porte sur environ 250 000 galaxies proches. Ces galaxies ont été
sélec-tionnées à partir du relevé APM (de l’angais “Automated Plate Survey” ; Maddox et al.,
1990) qui contient la photométrie en bandeb
Jde plus de5millions de galaxies. Les
ga-laxies avec une magnitude apparente plus brillante queb
J= 19,45ont été observées en
spectroscopie à l’aide de l’instrument “2dF” installé sur le télescope anglo-australien.
Cet instrument peut réaliser simultanément les spectres de400objets situés dans
un champ de 2 degrés de diamètre. La lumière des objets observés est transmise au
spectrographe par un système de fibres à positionnement automatisé. Les spectres
couvrent le domaine de longueur d’onde 3600Å < λ < 8000Å avec une résolution de
l’ordre de Rs ≈ 600 et un rapport signal sur bruit de 13 par pixel. Le relevé couvre
une surface totale dans le ciel de 2000 degrés carrés répartis dans 742 champs dans
l’hémisphère sud galactique, et450champs dans l’hémisphère nord galactique.
Les décalages spectraux des galaxies ont été mesurés automatiquement et
contrô-lés manuellement. Le décalage spectral moyen de l’échantillon complet est z = 0,11.
Les intensités des raies d’émission principales, et de la raie d’absorption Hβ, ont été
mesurées à l’aide d’un logiciel automatique (Lewis et al., 2002).
5.1.2 Le grand relevé “SDSS”
Le relevé SDSS (de l’anglais “Sloan Digital Sky Survey” ; York et al., 2000) porte sur
environ 500 000galaxies proches. Environ1 million de galaxies ont d’abord été
obser-vées en photométrie en bandes u
′g
′r
′i
′z
′. Les galaxies avec une magnitude apparente
plus brillante que r
′= 17,7 ont été observées en spectroscopie à l’aide d’un télescope
dédié installé à l’observatoire d’Apache point.
Cet instrument peut réaliser simultanément les spectres de320objets. La lumière
des objets observés est transmise au spectrographe par un système de fibres à
posi-tionnement automatisé. Les fibres font un diamètre de 3secondes d’arc. Les spectres
couvrent le domaine de longueur d’onde 3800Å < λ < 9200Å avec une résolution de
l’ordre de R
s≈ 1800. Le relevé couvre une surface totale dans le ciel de 10 000 degrés
carrés répartie principalement dans les hémisphères galactiques nord et sud.
Les décalages spectraux des galaxies ont été mesurés automatiquement et
contrô-lés manuellement. Le décalage spectral moyen de l’échantillon complet est z = 0,11.
Les signatures spectrales des galaxies ont été mesurées à l’aide du logiciel
“plate-fit”. Le catalogue des signatures spectrales et des propriétés physiques (classification
spectrale, masses, taux de formation d’étoiles, métallicités, etc...) en est actuellement
à sa quatrième version et est disponible à l’adresse : http://www.mpa-garching.
mpg.de/SDSS.
5.2 L’Univers distant
Les observations que nous avons utilisées pour étudier les propriétés physiques
des galaxies dans l’Univers distant sont l’échantillon LCL05 et le grand relevé VVDS.
5.2.1 L’échantillon “LCL05”
L’échantillon LCL05 (Lamareille et al., 2006b) est constitué d’environ150 galaxies
à raies d’émission. Ces galaxies ont été principalement sélectionnées à l’aide du relevé
CFRS (de l’anglais “Canada-France Redshift Survey” ; Lilly et al., 1995) qui a produit
les spectres d’environ 600 galaxies avec une magnitude I
AB< 22,5 pour un
déca-lage spectral moyen de l’ordre de z ≈ 0,56. Nous avons réobservé, avec un meilleur
rapport signal sur bruit et une meilleure résolution, 63 galaxies à raies d’émission
sélectionnées à partir de ce relevé. Nous avons ajouté les spectres de 48 galaxies à
raies d’émission obtenus précédemment lors de campagnes d’obervation d’amas de
galaxies (Le Borgne et al., 2003; Couch et al., 2001; Campusano et al., 2001; Smail
et al., 2001; Santos et al., 2004). Notons que ces dernières n’appartiennent pas aux
amas de galaxies visés par ces campagnes d’observation (elles sont en avant-plan ou
en arrière-plan).
Les observations spectroscopiques ont été réalisées à l’aide des instruments
FORS1 et FORS2 (de l’anglais “FOcal Reducer Spectrogaph”) installés sur le télescope
VLT (de l’anglais “Very Large Telescope”), en mode multi-objet. Les spectres couvrent
le domaine de longueur d’onde 4000Å < λ < 8500Å avec une résolution de l’ordre de
R
s≈ 500. Notons que 7 spectres ont été obtenus à l’aide de l’instrument LRIS (de
l’anglais “Low Resolution Imaging Spectrograph”) installé sur le télescope Keck. La
photométrie en bande Rde tous ces objets a été mesurée sur les pré-images utilisées
pour placer les fentes du spectrographe.
Notons que, dans le cas des galaxies sélectionnées avec le relevé CFRS, l’image
de l’étoile de référence avait été réalisée à travers un filtre différent de celui utilisé
pour les pré-images, ce qui nous empêchait de l’utiliser pour déterminer le point zéro
photométrique. Ce dernier a donc été déterminé en utilisant les magnitudes publiées
en bande I des galaxies du relevé CFRS comme référence (et en calculant la couleur
R−I à l’aide des spectres observés).
Nous avons complété cet échantillon avec31spectres de galaxies à raies d’émission
obtenus à partir des données publiques du relevé GDDS (de l’anglais “Gemini Deep
Deep Survey” ; Abraham et al., 2004). Ces spectres ont été observés avec l’instrument
GMOS (de l’anglais “Gemini Multi-Object Spectrograph”) installé sur le télescope
Ge-mini nord.
Les décalages spectraux ont été mesurés manuellement et comparés, pour
véri-fication, aux valeurs précédemment publiées dans le cas des galaxies sélectionnées
à partir du relevé CFRS (les décalages spectraux des galaxies du relevé GDDS n’ont
pas été remesurés). La figure 5.1 montre le distribution des décalages spectraux de
l’échantillon LCL05. Le décalage spectral moyen est de l’ordre de z ≈ 0,4. Les
signa-tures spectrales ont été mesurées à l’aide du logiciel “platefit”.
5.2.2 Le grand relevé “VVDS”
Le relevé VVDS (de l’anglais “VIMOS/VLT Deep Survey” ; Le Fèvre et al., 2005) porte
actuellement sur environ 11 000galaxies distantes dans ses deux champs profonds :
le champs VVDS-02h et le champ CDFS. Notons que ce relevé est encore en cours de
réalisation et que ce nombre est destiné à augmenter. Les galaxies ont été observées
dans plusieurs bandes photométriques dans le domaine visible (BV RI), voire dans
FIG. 5.1 – Distribution des décalages spectraux de l’échantillon LCL05.
Cette figure montre les distributions de décalages spectraux des galaxies de
l’échan-tillon LCL05 complet (en bas à gauche), ou uniquement pour les sous-échanl’échan-tillons :
galaxies sélectionnées à partir du relevé CFRS (en haut à gauche), galaxies observées
lors de campagnes concernant des amas de galaxies (en haut à droite), ou galaxies du
relevé GDDS (en bas à droite).
les domaines infrarouge ou ultraviolet dans certain cas (Le Fèvre et al., 2004). Les
galaxies avec une magnitude apparente comprise dans l’intervalle17,5< I
AB<24ont
été observées en spectroscopie à l’aide de l’instrument “VIMOS” (de l’anglais “VIsible
Multi-Object Spectrograph”) installé sur le télescope VLT.
Cet instrument permet de réaliser simultanément les spectres de600à 800objets
situés dans un champ de218minutes d’arc carrées. Les spectres couvrent le domaine
de longueur d’onde 5500Å < λ < 9500Å avec une résolution de l’ordre de R
s≈ 250.
Chaque champ du relevé VVDS doit couvrir une surface totale de4degrés carrés.
Les décalages spectraux des galaxies ont été mesurés à l’aide d’une méthode
auto-matique, puis vérifiés voire remesurés manuellement. Le décalage spectral moyen des
deux champs profonds est de l’ordre dez≈0,7. Les signatures spectrales des galaxies
ont été mesurées à l’aide du logiciel “platefit”.
CHAPITRE
6
Outils d’analyse pour les grands échantillons
Sommaire
6.1 Mesure automatique des signatures spectrales . . . 98
6.1.1 Adaptation du logiciel “platefit” . . . . 98
6.1.1.1 Les moindres carrés . . . . 98
6.1.1.2 Ajustement de la composante stellaire . . . . 99
6.1.1.3 Mesure du flux des raies d’émission . . . 102
6.1.1.4 Mesure des autres signatures spectrales . . . 102
6.1.2 Contrôle des résultats . . . 105
6.1.2.1 Comparaison avec les mesures manuelles . . . 106
6.1.2.2 Dépendance en fonction de la résolution . . . 111
6.1.2.3 Spectres simulés et estimation de l’erreur . . . 114
6.2 Détermination des propriétés physiques des galaxies à partir de la
Dans le document
Évolution cosmologique des propriétés physiques des galaxies
(Page 94-98)