Propri´et´es photom´etriques

Si on se place dans le domaine 7<

∼z<∼10, les caract´eristiques spectrales de l’ul-

traviolet et du visible se retrouvent dans la partie proche-infrarouge. On choisit un syst`eme de cinq filtres correspondant aux instruments FORS-2 et ISAAC de nos obser- vations (d´ecrites en section 4.3.1). Les caract´eristiques de ces filtres sont report´ees dans les premi`eres colonnes de la Table 4.2. Dans tout le reste du chapitre, on d´ecrira l’ensemble des magnitudes et couleurs des sources dans le syst`eme photom´etrique de V´ega (voir l’annexe A).

Pour le halo consid´er´e, les magnitudes pr´edites par les diff´erents mod`eles sont repr´esent´ees en Figure 4.1 pour la cas de la bande H, les autres filtres donnant des r´esultats similaires. On remarque sur ce graphique le grand int´erˆet de la prise en compte du continuum n´ebulaire, qui peut r´ehausser la luminosit´e des sources de 1 `a 3 magnitudes selon les cas, ainsi que l’influence tr`es forte du choix de l’IMF sur la magnitude observ´ee, avec une variation typique de 2.5 magnitudes entre les mod`eles “optimiste” et “pessimiste”.

Fig. 4.1: Evolution de la magnitude dans le filtre H avec le d´ecalage spectral, pour diff´erentes hypoth`eses sur l’IMF des objets : l’intervalle des masses stellaires est compris entre 1 et 100 M⊙ (trait fin), 1 et 500 M⊙(trait moyennement ´epais) ou 50 et 500 M⊙(trait ´epais). Pour chaque cas, la courbe correspond au seul continuum stellaire est pr´esent´ee en pointill´es.

Les magnitudes typiques de ces sources sont de l’ordre de H ∼ 25 − 26. Il faut ajouter `a cette valeur l’amplification typique de 1 `a 2 magnitudes que l’on peut esp´erer obtenir par l’utilisation du t´elescope gravitationnel.

Au niveau des couleurs, l’´evolution en fonction du d´ecalage spectral du rapport des flux entre deux filtres cons´ecutifs du proche-infrarouge est repr´esent´e dans la Figure 4.2 pour le cas des couleurs J-H et H-Ks.

Dans chacun de ces diagrammes, on voit apparaˆıtre un domaine de d´ecalage spectral pour lequel la couleur augmente tr`es rapidement, passant du bleu au rouge. Cette transition est due `a la cassure Lyman-α, et son allure d´epend fortement de

Fig. 4.2:Evolution des couleurs dans les filtres J, H et Ks, selon le d´ecalage spectral. Chaque courbe repr´esente des hypoth`eses diff´erentes sur la raie Lyman-α : 100% d’´emission (trait ´epais), 50% d’´emission (trait fin), ou 0% (tirets). Le mod`ele d’´emission Lyman-α dans un halo ´etendu est indiqu´e par des pointill´es ´epais, et les couleurs du seul continuum stellaire par des pointill´es fins.

l’intensit´e ou du profil spatial de la raie d’´emission Lyman-α, dans l’intervalle de z correspondant au passage de cette raie dans les filtres.

En combinant ces couleurs deux `a deux, on peut repr´esenter l’´evolution des diff´erents mod`eles dans un diagramme couleur-couleur. Un exemple caract´eristique de ce type de diagramme est indiqu´e en Figure 4.3 pour le cas des couleurs J-H et H-Ks.

Celui-ci va nous permettre d’identifier des galaxies `a tr`es grand z, `a partir de la transition des couleurs d´ecrite pr´ec´edemment, de mani`ere tr`es similaire `a la tech- nique de la cassure de Lyman pour les LBGs.

En effet, on peut suivre l’´evolution de la position th´eorique des sources dans ce diagramme, en fonction du d´ecalage spectral, `a la fois pour les mod`eles de galaxies `a sursauts de formation stellaire pr´esent´es auparavant et des spectres empiriques repr´esentatifs des galaxies observ´ees dans l’Univers local, comme celles de Coleman et al. (1980) ou Kinney et al. (1996).

On s’aper¸coit ainsi que :

– Il est possible de d´efinir une r´egion du diagramme pour laquelle les valeurs de couleurs ont le plus de probabilit´e de correspondre `a des galaxies tr`es distantes, sur l’ensemble des spectres pr´esent´es.

– Cette fenˆetre de s´election est d´elimit´ee de mani`ere `a s’´ecarter de la position th´eorique des ´etoiles, pr´edite `a partir des librairies de Pickles (1998) (courbe en trait ´epais dans la Figure 4.3)

– Enfin, l’effet d’un rougissement intrins`eque des objets (repr´esent´ee sur ce mˆeme diagramme par une fl`eche pour une valeur AV = 1 magnitude, en adoptant

l’´echantillon `a grand z par des galaxies rougies `a plus faible z reste relativement faible.

– Par contre, il est possible qu’un objet comme SBS0335-052, domin´e par des raies d’´emission tr`es intenses (voir aussi le chapitre 3), rentre dans la fenˆetre de s´election pour des valeurs de z plus mod´er´ees (z ∼ 4 )

E Sbc Scd Im SBS0335

Candidats a grand z

etoiles Galaxies avec 0 < z < 8 Galaxies a sursauts Rougissement

Fig. 4.3:Courbes ´evolutives (en fonction du d´ecalage spectral) de diff´erents mod`eles de galaxies dans le diagramme couleur-couleur (J-H) en fonction de (H-K). Les courbes noires repr´esentent plusieurs types de galaxies de l’Univers local (z < 8). Les galaxies `a sursauts de formation stellaires sont indiqu´ees en bleu. Les mod`eles de galaxies `a faible m´etallicit´e utilis´es pour notre ´etude sont superpos´ees en rouge, dans le cas de 100% d’´emission de la raie Lyman-α (courbe ´epaisse), 50% (tirets), 0% (pontill´es) ou un halo ´etendu (courbe en trait fin). Par ailleurs, la galaxie `a faible m´etallicit´e SBS0335-052 est ajout´ee en vert, et le lieu des ´etoiles est indiqu´e par une bande noire. La r´egion en haut `a gauche d´elimit´ee par la ligne polygonale correspond `a notre zone de s´election pour les objets `a grand z.

z=5 z=6 z=7 z=8 z=9 z=10 z=10 z=11 z=10.5 Reddening

Fig. 4.4:Diagramme similaire au pr´ec´edent, avec des mod`eles de spectres identiques. Les points noirs correspondent `a des intervalles de d´ecalage spectral constant, et les diff´erentes courbes rouges sont les lignes `a iso-z. On remarque que la r´egion s´electionn´ee dans ce diagramme (en haut `a gauche) regroupe uniquement des sources `a z > 8.0.

CY CX z1 z2

J _{− H} H _{− K}s 8.0 10.0

SZ _{− J J − H} 7.0 8.5 Z _{− SZ SZ − J 6.0} 7.5

Tab. 4.1:Domaines de d´ecalages spectraux contraints par la s´election dans diff´erents diagrammes couleur-couleur du proche-infrarouge (CY en fonction de CX).

Pour ce mˆeme diagramme couleur-couleur, les mod`eles consid´er´es sont `a nouveau pr´esent´es en Figure 4.4, cette fois en pla¸cant des lignes `a iso-z. Ceci permet de contrˆoler le domaine de d´ecalages spectraux [z1−z2] auquel est sensible notre fenˆetre

de s´election.

Pour les cinq filtres Z, SZ, J, H et Ks utilis´es dans ce projet, il est possible de

construire trois diagrammes couleur-couleur distincts, repr´esentant deux couleurs cons´ecutives CY et CX l’une en fonction de l’autre. On obtient des r´esultats tr`es

similaires au pr´ec´edent diagramme, la diff´erence principale provenant des valeurs z1

et z2. Pour chacun des diagrammes utilis´es par la suite, les valeurs obtenues sont

report´ees en Table 4.1.

En fonction des observations disponibles, on peut recouper l’information contenue dans ces diagrammes pour contraindre l’intervalle de z d’une source donn´ee, dans le domaine 6<

∼z<∼10.

Enfin, les objets situ´es `a z>

∼7 auront un flux n´egligeable dans l’ensemble des

filtres couvrant les longueurs d’onde 3000 < λ < 9800 ˚A, du fait de la cassure de Lyman. On peut donc ajouter `a la s´election photom´etrique proche-infrarouge un crit`ere suppl´ementaire de non-d´etection dans les images du visible.

Dans le document PROPRIETES DES PREMIERES ETOILES ET GALAXIES. CONTRAINTES SUR LES MODELES DE FORMATION DES GALAXIES (Page 135-139)