4.5 Sélection des galaxies : échantillons finaux
4.5.3 Sélection des galaxies dans le champ
Comme nous l’avons vu dans le chapitre précédant, l’échantillon des galaxies de champ provient de quatre échantillons différents. Chaque galaxie de champ est selec- tionnée dans l’intervalle de redshift[0, 7; 1, 6].
Sélection dans l’échantillon HCS
Dans l’échantillon HCS, nous avons sélectionné les galaxies en avant ou arrière- plan des amas étudiés, dans le champ des images du relevé HCS, ayant un redshift spectroscopique dans l’intervalle de redshift considéré. Pour chaque amas à un red- shift zcl, nous sélectionnons dans le catalogue les galaxies ayant un redshift z tel que
|z−zcl| > 0, 02, pour qu’elles ne soient pas dans l’amas de galaxies (cf. section 3.2.1
du chapitre 3).
Les galaxies de champ HCS sont ensuite sélectionnées pour être passive sur la séquence rouge et de type précoce. La séquence rouge utilisée pour ces galaxies est une des séquences rouges définies pour les amas : nous prenons la séquence rouge d’un amas au redshift le plus proche de la galaxie de champ considérée pour voir si celle-ci appartient ou non à la séquence rouge définie dans la section 4.5.1. Ce sous- échantillon de galaxies de champ nous assure d’avoir les mêmes propriétés en terme de résolution et de profondeur que l’échantillon principal de galaxies d’amas. Cepen- dant, le nombre de galaxies de champ ainsi sélectionnées est de 30 ETGs (tableau 4.6)
FIGURE 4.22 – Masse stellaire en fonction du redshift pour l’échantillon HCS ayant
des redshifts spectroscopiques. Les points rouges représentent Mlim et la ligne noire montre les 80% de complétude suivant Pozzetti et al. (2010).
et pour avoir des statistiques robustes, nous devons augmenter la taille de cet échan- tillon de champ en ajoutant des galaxies issues d’autres relevés profonds.
Sélection dans l’échantillon COSMOS
Les galaxies de champ sélectionnées dans COSMOS sont de type précoce, passives sur la séquence rouge, respectant le critère NUV−R > 3, 5 (Ilbert et al., 2010) qui
est la couleur dans le référentiel au repos corrigé de l’extinction par les poussières. NUV est la magnitude absolue dans la bande proche ultraviolet de Galex et R est la magnitude absolue dans la bande optique R du télescope Subaru.
Ces galaxies ont été sélectionnées dans l’intervalle de redshift 0, 7 < z<1, 6 basé
sur les redshifts photométriques calculés par Ilbert et al. (2009). Nous nous sommes assurés qu’elles étaient bien des galaxies de champ et n’appartenaient à aucun groupe détecté sur catalogue de George et al. (2011) (avec GROUPID = −1).
La coupure en magnitude de cet échantillon a été effectuée sur la bande i814 avec le critère i814 < 24 mag. Cela implique une masse limite de complétude proche de
1011 M
⊙ à z ∼ 1, 5 (extrapolation de la figure 4 de Huertas-Company et al., 2013).
L’échantillon COSMOS est donc moins complet que l’échantillon principal de ga- laxies d’amas. Ces effets seront discutés dans le chapitre suivant, quand je présenterai les résultats. L’échantillon COSMOS contient 211 ETGs (voir tableau 4.6).
Sélection dans l’échantillon GOODS-S
Parmi les 24 galaxies de champ de l’échantillon GOODS-S de Raichoor et al. (2012), nous en avons sélectionné 17 comme étant de type précoce par une classification vi- suelle, rouges avec une couleur 0, 75 < (i775−z850) < 1, 1, et avec un redshift spec-
troscopique fiable (ici 1, 1 < z < 1, 4, puisque la sélection a été faite pour l’étude
de l’amas du Lynx à z = 1, 23). Les galaxies sont de magnitude z850 ≤ 24, ce qui
correspond à un échantillon à 70% complet (Raichoor et al., 2011).
Sélection dans l’échantillon CANDELS
Dans l’échantillon CANDELS, les galaxies de Newman et al. (2012) ont été sélec- tionnées par leur caractère passif avec un taux spécifique de formation stellaire qui est le taux de formation stellaire par unité de masse, (SSFR, pour Specific Star Formation Rate) inférieur à 0, 02 Gyr−1 et aucune detection en infrarouge de l’instrument MIPS (pour Multiband Imaging Photometer for SIRTF, Heim et al., 1998). Nous ne gardons également que les galaxies classées visuellement de type précoce.
La sélection dans l’intervalle de redshift 0, 7 < z < 1, 6 a été réalisée sur les red-
shifts photométriques estimés avec EAZY (Brammer et al., 2008) ou sur les redshifts spectroscopiques disponibles, compilés dans GOODS-S par Popesso et al. (2009) et dans UDS par Smail et al. (2008), Simpson et al. (en préparation) et Akiyama et al. (en préparation).
Cet échantillon est complet pour des masses stellaires supérieures à log(M/M⊙) =
10, 52, estimation faite avec une IMF de Chabrier (2003) et un modèle de population stellaire de Bruzual et Charlot (2003) (voir section 2.4 de Newman et al., 2012, pour plus de détails). L’échantillon CANDELS a donc la même complétude que celui de HCS. Il contient 125 galaxies.
L’échantillon final de galaxies de champ contient 383 galaxies. Le tableau 4.6 ré- sume le nombre de galaxies dans chaque sous-échantillon dans différents intervalles de redshift.
redshift # HCS # COSMOS # GOODS-S # CANDELS
[0, 7; 0, 9] 9 91 ... 23
[0, 9; 1, 1] 12 83 ... 40
[1, 1; 1, 6] 9 37 17 62
TABLE4.6 –Nombre de galaxies de champ dans l’échantillon final pour chaque inter-
La relation masse-taille des galaxies
passives de type précoce dans
différents environnements et à haut
redshift
Sommaire
4.1 Photométrie . . . . 94 4.1.1 Notions utiles . . . 94 4.1.2 Detection des objets : photométrie . . . 96 4.1.3 Erreurs sur la photométrie . . . 97 4.2 Estimation de la taille . . . . 98 4.2.1 Principe de base . . . 98 4.2.2 Les galaxies du relevé HCS . . . 101 4.2.3 Fiabilité de la méthode . . . 103 4.2.4 Estimation de la taille des galaxies de champ . . . 104 4.3 Estimation de la masse . . . 107 4.3.1 Modèles de populations stellaires . . . 108 4.3.2 Principe de l’ajustement avec Le Phare . . . 115 4.3.3 Pour les galaxies d’amas . . . 116 4.3.4 Pour les galaxies de champ autres que HCS . . . 117 4.4 Détermination de la morphologie . . . 118 4.4.1 Classification non-paramétrique . . . 119 4.4.2 Le code GalSVM . . . 121 4.4.3 Morphologie dans le relevé HCS . . . 123 4.4.4 Morphologie des galaxies de champ des autres échantillons . 126 4.5 Sélection des galaxies : échantillons finaux . . . 126
PRÉCOCE DANS DIFFÉRENTS ENVIRONNEMENTS ET À HAUT REDSHIFT
4.5.1 Sélection des galaxies dans les amas . . . 126 4.5.2 Complétude de l’échantillon . . . 132 4.5.3 Sélection des galaxies dans le champ . . . 134
Les résultats sur l’étude de la relation masse-taille et de l’évolution en taille réa- lisée dans cette thèse sont présentés dans ce chapitre. Ils ont donné lieu à une publi- cation dans une revue à comité de lecture (Delaye et al, 2013, soumis très prochaine- ment) et à plusieurs présentations orales dans des conférences (Delaye et al., 2012). Dans une première partie, je présente la relation masse-taille obtenue pour les 9 amas de galaxies du HCS. Puis, je fais un point sur les effets de la sélection de l’échantillon avant de détailler les résultats sur les effets d’environnement, de la masse et de la morphologie. Pour finir, une discussion permet de remettre ces résultats dans leur contexte aussi bien observationnel que théorique.
5.1 La relation masse-taille dans les amas à z
>
1
Nous avons construit les relations masse-taille pour les galaxies passives de type précoce de chaque amas du relevé HCS. Le figure 5.1 montre ce résultat pour les 9 amas et le tableau 5.1 résume les paramètres résultants de l’ajustement de la droite log(Re (kpc)) = a+b×log(M/M⊙).
Nous avons identifié les galaxies d’amas les plus brillantes (BCGs) pour chaque amas, représentées dans les graphes masse-taille de la figure 5.1 par les étoiles bleues, en prenant la galaxie la plus brillante autour du pic d’emission en X. La figure 5.2 pré- sente dans la bande z850les différentes BCGs détectées et le tableau 5.2 résume les pro- priétés mesurées de ces galaxies. Pour certaines BCGs (RX0152, RCS2319, XMM1229), l’ajustement automatique du profil de Sersic issu de GALAPAGOS n’a pas convergé ;
nous avons alors refait l’ajustement en fixant n=4 et en gardant les valeurs obtenues
lors du premier ajustement comme valeurs initiales pour les autres paramètres. Il manque quelques BCGs lorsque celles-ci ne sont pas clairement identifiables, comme dans XMM2215 qui a plusieurs galaxies relativement brillantes au centre. Comme at- tendu, les BCGs détectées font partie des galaxies les plus massives et les plus grandes de chaque amas.
De cette analyse (fig. 5.1), le résultat le plus important est que la pente b des rela- tions masse-taille reste constante compte tenu des incertitudes et vaut b =0, 5±0, 2,
dans l’intervalle de redshift étudié (0, 8 < z < 1, 5). Les trois amas les plus lointains
présentent néanmoins une relation plus plate (b ∼ 0, 3), mais avec une incertitude
plus grande. Les dispersions autour de ces relations sont aussi comparables dans cet intervalle de redshift. Nous confirmons ainsi, avec un échantillon de galaxies d’amas, un résultat déjà souligné dans des travaux précédents, réalisés sans distinction d’en- vironnement (Trujillo et al., 2011; Newman et al., 2012; Cimatti et al., 2012).
FIGURE 5.1 –Relation masse-taille des ETGs passives dans les amas du relevé HCS.
Les cercles oranges avec un contour noir représentent les galaxies membres confir- mées spectroscopiquement, les cercles rouges sont les galaxies de l’échantillon de la séquence rouge et les étoiles bleues correspondent aux BCGs de chaque amas. La ligne solide noire correspond à la relation locale de Bernardi et al. (2011) avec la dé- viation standard à 1σ en tirets noirs. Chaque droite rouge correspond au meilleur ajustement de la relation masse-taille de chaque amas avec la déviation standard à 1σ en ligne pointillée rouge.
Amas zcl a±∆a b±∆b σ RXJ0152 0.84 −5, 5±0, 3 0, 54±0, 09 0,23 RCS2319 0.91 −5, 1±0, 5 0, 5±0, 10 0,18 XMMJ1229 0.98 −3, 6±0, 4 0, 4±0, 10 0,17 RCS0220 1.03 −4, 4±0, 4 0, 4±0, 10 0,19 RCS2345 1.04 −5, 6±0, 6 0, 6±0, 20 0,19 XMMJ0223 1.22 −5, 2±0, 6 0, 5±0, 20 0,23 RDCSJ1252 1.23 −3, 0±0, 5 0, 3±0, 10 0,22 XMMU2235 1.39 −2, 0±1, 0 0, 2±0, 30 0,25 XMMJ2215 1.45 −3, 0±1, 0 0, 3±0, 30 0,26
TABLE 5.1 – Résultats de l’ajustement de la relation masse-taille log(Re (kpc)) =
PRÉCOCE DANS DIFFÉRENTS ENVIRONNEMENTS ET À HAUT REDSHIFT
RX0152 RCS2319 XMM1229
RCS0220 XMM0223 RDCS1252
1 arcsec
FIGURE5.2 –Imagettes dans la bande z850 des BCGs détectées pour chaque amas.
ID Amas zcl RA (J2000) DEC (J2000) z850 Re (kpc) n log(M/M⊙)
2386 RX0152 0.841 28.18287 -13.95543 20.2266 8.06 4.3 11.29 2384 RX0152 0.839 28.18287 -13.95543 19.9071 13.11 4.0 11.22 2062 RCS2319 0.897 349.9726 0.63708028 19.6571 13.97 4.3 11.66 2058 XMM1229 0.974 187.37206 1.85611 20.6243 8.12 4.0 11.20 2463 RCS0220 1.029 35.23218 -3.55541 21.2163 3.67 2.2 11.18 2185 XMM0223 1.220 35.76355 -4.60424 21.4603 5.09 3.3 11.35 664 RDCS1252 1.234 193.22676 -29.45491 21.0685 8.9 5.7 11.58 656 RDCS1252 1.237 193.22676 -29.45491 21.1812 12.6 3.1 11.53
TABLE5.2 –Propriétés des BCGs identifiées dans les amas.