Redshifts photom etriques

Hyp erZ

A partir des magnitudes al ulees dansplusieurs ltres,HyperZ [16℄ est un ode

qui permet d'estimer des redshifts photometriques. HyperZ determine le redshift le

plus probable d'une galaxie, etant donne ses magnitudes apparentes et un ensemble

de modeles spe traux de galaxies [19℄,[22℄. A partir des magnitudes,HyperZ al ule

un uxobservequ'il ompareau uxdonnepar lesmodeles degalaxiesqu'il ontient

(dependantsdu redshift) et her he aajuster lemieuxpossibleles uxpar un  2

:le

meilleur ajustement donnera leredshift le plus probable pour l'objet onsidere.

Etude theorique

Etantdonnelesinformationsdisponiblespourmonetude,asavoirlesmagnitudes

en trois ouleurs (B-R-I), il faut evaluer la pertinen e des redshifts photometriques

estimespar HyperZ. Onvavoirque ertainsdomainesde redshiftssont inexplorables

ave de telles informations.

A partir des modeles de galaxies qu'il ontient, HyperZ permet de simuler un ata-

logue de galaxies qui sera bruite en fon tion de la magnitude des objets de fa on a

appro her la pre ision photometrique de nos donnees. Chaque galaxie est xee a un

redshiftdonne(z mod

)et omportedesmagnitudesdansplusieurs ltres(3dansle as

de masimulation).Letirageen z mod

esthomogene, e quin'estpas realistemaisutile

pour determiner les intervalles de redshift ou l'on peut esperer des resultats ables.

Deplus, onassignea haquegalaxieuntypedonne(spirale,elliptique,irreguliere).A

partir de es atalogues, HyperZ deduit un redshift photometrique (z phot ) : on peut alors onfronter z phot  a z mod

. La Figure 6.6 illustre la onan e que l'on peut avoir

dans les resultatsemanant de HyperZ pour l'ensemble des ltres utilisesi i.

Quelles sont les bonnes et les mauvaises zones?

120 CHAPITRE 6. APPLICATION AUN ECHANTILLON D'AMAS: CATALOGUES

Fig. 6.6 {Comparaisonentrez mod

et z phot

donneparHyperZ

deredshiftsontqualiesde \mauvais", en'estpasenraisondel'eÆ a itedeHyperZ,

mais du petit nombre de ltres utilises(i iseulement 3).Ensuivant le ritere donne

par S hneider & Rix [113℄, on onsiderera qu'une zone de redshift est \bonne" si les

points de ette zone verient le ritere suivant:

0:5 z phot z mod 1:5 (6.5)

L'observation de la Figure 6.6 permet de distinguer a l'ildierentes zones de red-

shift :

{ De z = 0 a z = 0:6 : les points sont loin d'^etre rassembles le long de la

droitez mod

=z phot

, e domaineest mauvais.30% des objetssatisfont le ritere

pre edent.

{ Dez =0:6 az '1 :lespointssontregroupesle longde ladroitez mod

=z phot

,

les resultats de HyperZ sont dignes de onan e. 60% des objets satisfont le

ritere.

{ De z ' 1 a z = 3:7 : la situation redevient mauvaise (a l'il), bien que 73%

des points satisfassent le ritere, qui devient de moins en moins ontraignant

aufur eta mesureque le redshift augmente.

{ De z =3:7 a z =5 : on peut a nouveau faire onan e a HyperZ (89%),mais

ilest peu probable que l'on aitdes objets dete tes aun telredshift.

Que se passe-t-il?

On peut ^etre surpris par la Figure 6.6 et il est li ite de s'interroger sur l'appa-

rition de telles zones de onan e. Pour les omprendre, il onvient de s'interesser

6.3. REDSHIFTS PHOTOMETRIQUES BAYESIENS 121

Filtre longueur d'onde


B 4500  A 533 R 6500  A 753 I 7500  A 1148

La signature spe trale utilisee par HyperZ pour faire oin der les magnitudes ob-

servees au modelesetrouve vers 4000  A.

Considerons l'amasqui setrouve aun redshift voisin de z =0:2. Salumiere sera

re ue sur Terre aune longueur d'ondeegale a :

 obs =(1+z)  emission (6.6)  obs =1:24000=4800  A (6.7)

Or, on n'a pas une ouverture adequate par des ltres orre ts. Par onsequent,

HyperZ nevoitpaslesignal orrespondantaunegalaxiedel'amas.Leproblemevient

de la pauvrete de l'e hantillonnagede ladistributionspe trale d'energiedes galaxies

autour de 4000 

A, omme l'illustre la Figure 6.7 : on voit qu'il y a un \trou" entre

les ltres B et R, que la signature a 4000 

A(redshiftee a 4800 

A) est deja presque

en dehors du ltre B. An d'ameliorer les ontraintes, il aurait fallu bene ier de

l'informationphotometrique dans leltre V.

B

R

I

Elliptique

Im

Fig. 6.7 { Couverturespe traleassureeparlesltresB,RetIet distributionspe traled'energie

pour une galaxie elliptique a z = 0:2 (traits pleins) et pour une galaxie irreguliere a z = 0:2

(pointilles)

On peut aussi se poser leprobleme de la fa on suivante : Si une signature spe -

trale est emise a4000 

122 CHAPITRE 6. APPLICATION AUN ECHANTILLON D'AMAS: CATALOGUES

Cela revient a her her z tel que:

1+z  6500

4000

' 1:6)z '0:6 (6.8)

On retrouvela limitesuperieurede lapremiere zone :au-dela de z '0:6, la ongu-

ration des ltres disponibles peut permettre d'etudier la zone allant jusqu'a z ' 1,

lorsque la signature spe tralere her hee par HyperZ arrivea lalimite de per eption

du ltre I.

Distribution en redshift des objets dans le hamp

L'etude theorique exposee plus haut est valable pour des objets distribues en

redshiftdefa onuniformeentre0et5.Lasituationesta onvoluerparladistribution

en redshift des galaxies.

On peut estimer le redshift moyen de lapopulationd'arriere-planen omparant

ladistribution en magnitude des objetsd'arriere-plande notre e hantillon a elle du

HDF, dont les objets sont munis de redshifts spe tros opiques ou photometriques,

mais ette fois al ules ave une ouverture spe trale orre te. Celle- i varie entre

z=0.9 et z=1.0 (Bardeau et al.,2004 [6℄).

LaFigure 6.8 (graphe de gau he) representeladistribution en magnitude I pour

le atalogue omplet de A1763 et pour le atalogue onstitue des objets dotes de

parametres de formes \s^urs", 'est a dire tels que leserreurs sur lamesure des om-

posantes de l'ellipti ite e1 et e2 soient inferieures a 0.1. On voit que la magnitude

limite pour le atalogue nettoye est egale a environ 24. Un tel atalogue est don

omparable a elui du \VIMOS VLT Deep Survey" ([69℄) pour lequel on dispose

de la distribution en redshift pour un e hantillon de galaxies dont la magnitude I

est inferieure a 24 (Figure 6.8, graphe de droite). Cette distribution s'arr^ete autour

de z = 2, mais on peut dire que la plupart des objets se trouvent a un redshift

inferieur a 1.4 (5% de ontamination au-dela de z = 1:4). Etant donne qu'une telle

magnitude limite est omparable a elle que l'on a dans nos atalogues d'objets, on

peut onsiderer quela grosse majoritede nos objets(95%) se trouventa un redshift

inferieur a 1.4. Par onsequent la Figure6.6 est a onsiderer entre z =0et z =1:4.