Ce relevé couvre quatre degrés carrés dans quatre champs indépendants, répartis sur le ciel pour avoir deux champs visibles par nuit tout au long de l’année, et observés à travers cinq filtres (u*, g’, r’, i’, z’) avec des temps d’intégration allant de 33 à 132 heures selon le filtre. Ce relevé a été commencé en 2003 pour une durée de cinq ans.
Le relevé est dédié principalement à la détection et au suivi d’au moins 700 supernovae de type Ia et à l’étude de la distribution des galaxies sur des images atteignant r0 = 28. Ce survey doit amener une meilleure détermination des paramètres liés à l’énergie noire avec une précision inégalée, grâce aux
CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 40
FIG. 4.1 – Position des quatres champs duDeep et de quatre champs du Wide.
supernovae de type Ia (voir par exemple Astier et al., 2006). Elles étaient la motivation première de ce relevé, qui a en plus un interêt certain pour l’étude de l’Univers à grand décalage spectral. Les échantillons de galaxies et de qua- sars fourniront de fortes contraintes sur l’évolution des galaxies ainsi que sur l’histoire globale de formation stellaire.
Ce travail de thèse a consisté à étudier les données duDeep Survey (nommé
CFHTLSD par la suite). Comme nous l’avons dit précedemment, le relevé se compose de quatre champs indépendants de 1 degré carré chacun, situés loin du plan galactique (appelés D1, D2, D3, D4). Les courbes de transmission pour les cinq filtres utilisés sont données en Figure 4.3. Le Tableau 4.5 ré- sume les caractéristiques des filtres utilisés pour le CFHTLSD. Ce graphique et ces chiffres sont issus de mesures effectuées au CFHT. Dix mesures sur la transmission de chaque filtre ont été effectuées et les courbes résultantes sont issues d’une moyenne de ces mesures. Les courbes de transmission théo- riques données par le constructeur sont légèrement différentes, et semblent mieux reproduire les couleurs des galaxies observées dans le CFHTLSD. Nous discutons ce point dans les chapitres suivants.
Les positions des champs duDeep sur le ciel sont montrées dans la Figure
4.1. Les localisations des champs du Wide et du Deep ont été décidées après
de longues discutions avec la communauté des utilisateurs en tenant compte des contraintes suivantes :
* faible extinction par la poussière,
* distribution de l’ascension droite sur l’année,
* champ visible à partir du VLT (suivi spectroscopique) ,
* couverture par d’autres relevés (XMM, GALEX VIRMOS, par exemple). Le Tableau 4.3 donne les positions du centre des champs du Deep et du Wide ainsi que les principaux relevés associés à ces champs.
Ce programme est ambitieux car il prévoit à la fin de sa réalisation des magnitudes limites observées allant de 27.0 à 28.9 (AB) selon les filtres (cf Ta- bleau 4.4 ) . Ce relevé photométrique est donc à l’heure actuelle le plus large
CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 41 Champ Position (RA DEC 2000) Relevés associés
D1 02 :26 :00 -04 :30 :00 Dans W1 D2 10 :00 :29 02 :12 :21 Dans le COSMOS/ACS D3 14 :17 :54 +52 :30 :31 Dans W3 D4 22 :15 :31 -17 :44 :05 Autour du quasar LBQS2212-17 W1 02 :18 :00 -07 :00 :00 Dans le XMM LSS W2 08 :54 :00 -04 :15 :00
W3 14 :17 :54 +54 :30 :31 Dans le Groth Strip
W4 22 :13 :18 +01 :19 :00 Dans le VVDS 22h et UKIDSS DXS TAB. 4.3 – Positions des champs et relevés associés.
et le plus profond à la fois, car sa profondeur est comparable à celle des re- levés les plus profonds réalisés à ce jour dans le visible (HDF, UDF) mais sur une surface 1000 fois plus étendue. Il pourra ainsi fournir des échantillons très importants, homogènes et statistiquement bien définis sur de larges in- tervalles de redshift de luminosité et pour une grande plage d’environnement.
C’est pourquoi il convient parfaitement à la problématique de ce travail.
Deep Aire (deg x deg) Filtre Profondeur limite Stratégie d’ob-servation
4 u* 28.7 11 x 660 secpar campagne
g’ 28.9 4.25 x 5 x 225sec par cam- pagne
r’ 28.5 5.25 x 5 x 360sec par cam- pagne
i’ 28.4 5.25 x 7 x 520sec par cam- pagne
z’ 27.0 5.25 x 5 x 360sec par cam- pagne
TAB. 4.4 – Deep Synoptic : trois nuits par campagne et 5 campagnes par an
ont été utilisées pour chacun des quatres champs. Le Tableau donne les pro- fondeurs limites attendues à la fin du relevé, sur chaque pointé du CFHTLS-D dans les cinq filtres.
Les données photométriques sont prétraitées au CFHT grâce aux procé- dures d’Elixir (Magnier et Cuillandre, 2004). La détection et la photométrie ont été réalisées à Terapix grâce au logiciel SExtractor (Bertin et Arnouts, 1996). Plus de détails sont donnés sur le site internet de Terapix (http ://te- rapix.iap.fr). Nous utiliserons ici les catalogues directement issus de Terapix, avec quelques modifications.
Jusqu’à présent ces catalogues ont été rendu publics tous les six mois, incluant à chaque fois, les nouvelles observations faites par le télescope, dé- pendantes entre autres de la météo. Les versions successives des catalogues
CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 42 incluent les nouvelles observations et sont de plus en plus profondes à chaque fois.
Depuis le début de cette thèse, nous avons analysé trois versions succes- sives des catalogues photométriques du CFHTLS/Deep. La première version, très préliminaire (appellée T01), comprenait des observations faites de juin 2003 à juillet 2004 et la deuxième version (T02) comprenait les observations ajoutées de juin 2003 à juillet 2005. Les dernières données (que nous appelle- rons version T03 dans la suite) regroupent les observations faites depuis juin 2003 jusqu’à septembre 2005. Les catalogues ont des magnitudes limites de détection de plus en plus profondes et dans la version T03 les magnitudes limites vont de ~26 à ~28 (AB) selon les filtres et les champs considérés (Ta- bleau 4.6). Ces magnitudes limites ont été calculées en utilisant le calculateur DIET pour un seeing de 0.8",un SNR = 5 et calculé dans une ouverture de
1.45 × seeing = 1.15”.
Bien que l’on observe des galaxies jusqu’aux magnitudes limites, les échan- tillons ne sont pas ”complets” jusqu’à ces magnitudes, c’est à dire qu’on com- mence à perdre des galaxies à des magnitudes moins profondes. Autrement dit on n’observe pas toutes les galaxies du champ qui ont des magnitudes plus faibles que la magnitude de complétude. On définit la magnitude de complé- tude comme la magnitude pour laquelle on atteint la moitié de l’échantillon sur un histogramme cumulé des magnitudes. On en donne un exemple Figure 4.2 où l’on a tracé pour le champ D1, les histogrammes cumulés des magnitudes pour chaque filtre.
Le Tableau 4.6 donne le temps d’exposition total, les magnitudes limites atteintes dans la version T03 des données du CFHTLSD ainsi que les magni- tudes de complétude pour les quatre champs, déterminées avec la méthode des histogrammes cumulés. Pour un filtre donné, les magnitudes de com- plétude sont assez similaires pour les quatre champs. En ce qui concerne la qualité d’image et le seeing final des images combinées, les spécifications
pour le CFHTLSD ont été définies selon les critères suivants : pour tous les filtres exceptés u* et g’, le seeing des images individuelles est meilleur que
0.9". Pour u* et g’, les limites de 1.1" et 1.0" respectivement. Ces valeurs sont celles mesurées dans l’anneau central des CCD de la caméra. Il faut souligner que les images n’ont pas été prises avec un même seeing dans tous les filtres. Nous verrons plus tard que nous avons du appliquer une correction sur les magnitudes pour compenser ces différences.
Les catalogues issus de Terapix que nous utiliserons par la suite, contiennent la position des objets détectés, leurs magnitudes et erreurs photométriques as- sociées dans les cinq filtres u*, g’, r’, i’, z’ ainsi qu’un indicateur donnant des informations sur l’état de saturation du CCD et sur la position des masques. En effet, des masques ont été utilisés pour cacher les étoiles les plus brillantes des champs de vue. Au total les catalogues comprennent plus de 1 600 000 objets sur les quatres champs.
Pour gagner du temps dans le traitement des versions successives de ces catalogues, nous avons mis en place des procédures automatiques permettant de déterminer les redshifts photométriques, de trier les objets, de selection-
ner des échantillons et d’extraire des caractéristiques sous forme graphique, d’après des paramètres rentrés par l’utilisateur.
Nous avons calculé les redshifts photométriques de tous les objets des
catalogues du Deep Survey ainsi que de 27 des champs du W1. Nos ré- sultats ont été mis à la disposition de la communauté sur un site dédié :
CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 43
m
um
gm
rm
im
z1
Histogrammes cumulés des magnitudes
FIG. 4.2 – Histogramme cumulé des magnitudes pour le champ D1 (pour
chaque filtre). La magnitude de complétude est celle pour laquelle on a at- teint la moitié de l’échantillon (50%).
CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 44
FIG. 4.3 – Courbe de transmission des cinq filtres utilisés pour le CFHTLSD
ainsi que la réponse de la caméra MegaCam.
http ://www.ast.obs-mip.fr/users/roser/CFHTLS_T0003/.
Les données présentées dans ce chapitre sont celles utilisées pour l’étude effectuée dans cette thèse (T03). Au moment d’écrire ces lignes, une nouvelle version du CFHTLSD (T04) vient d’être publiée. Nous discutons l’impact de ces nouvellles données dans le chapitre 7, mais l’ensemble de nos résultats reste valable quelle que soit la version du CFHTLSD utilisée.
Filtre λef f(Å) ∆λef f(Å) CAB(mag) u* 3865 454 0.324 g’ 4920 1317 -0.050 r’ 6287 1090 0.174 i’ 7721 1326 0.411 z’ 8890 1045 0.528
TAB. 4.5 – Caractéristiques de la photométrie utilisée : identifiant du filtre,
longueur d’onde effective, largeur du filtre et correction AB. La correction AB (CAB) correspond à mAB = mV ega+ CAB (voir annexe B).
CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 45
D1 D2
Filter texp mlim mc texp mlim mc u* 13.8 27.4 26.5 1.3 26.3 26.0 g’ 12.4 27.8 26.0 8.8 27.6 25.8 r’ 24.2 27.4 25.7 16.1 27.3 25.5 i’ 55.8 27.3 25.5 34.9 27.1 25.0 z’ 28.3 26.0 24.8 18.8 25.9 24.5 D3 D4 u* 6.4 27.5 26.3 16.4 27.4 26.3 g’ 11.8 27.8 26.0 13.3 27.7 26.0 r’ 22.6 27.5 25.8 25.8 27.9 25.8 i’ 47.7 27.3 25.4 55.0 27.1 25.2 z’ 26.4 26.0 25.0 30.3 25.9 24.7
TAB. 4.6 – Temps d’exposition total (en heures), magnitude limites et magni-
Troisième partie
Mesure des
redshifts
photométriques et autres
caractéristiques des galaxies dans
le CFHTLSD
47
Introduction
Le décalage spectral cosmologique (ou redshift noté z) lié à l’expansion del’Univers, se traduit par un décalage vers les grandes longueurs d’onde des raies spectrales et de l’ensemble du spectre pour les objets astronomiques. La détermination du redshift des galaxies est essentiel pour connaitre leur
distance ainsi que leurs propriétés dans leur référentiel propre.
Il existe deux moyens de déterminer lesredshifts des galaxies. La méthode
spectroscopique qui consiste à observer les galaxies avec un élément disper- seur pour séparer les différentes longueurs d’onde de la lumière. On obtient ainsi le spectre de la galaxie dans lequel on pourra identifier des raies d’émis- sion et d’absorption et en déduire le décalage spectral. Cette méthode est très précise mais nécessite un temps d’observation assez long, surtout pour les objets les plus faiblement lumineux. De plus, malgré les progrès faits dans l’instrumentation, les spectrographes multi-objet ne permettent pas de mesu- rer les spectres de plus de 1000 galaxies à la fois, ce qui est déjà un record (VIMOS, Le Fevre et al., 2003).
L’estimation du décalage spectral vers le rouge grâce à la photométrie est la technique la plus prometteuse en ce qui concerne l’étude de l’univers à grande échelle et notamment lorsque l’on utilise des relévés de galaxies à champ large et profond comme celui du CFHTLSD. Cette méthode permet de déterminer le
redshift de toutes les galaxies présentes dans le champ de la caméra et jusqu’à
des magnitudes très faibles, ce qui implique un échantillon total environ 10 à 100 fois plus étendu que l’échantillon spectroscopique, surtout vers les faibles luminosités, dans un volume d’Univers donné. Comme nous le verrons, la précision est moindre mais largement suffisante pour une étude statistique des propriétés globales du million de galaxies dont nous disposons dans le catalogue du CFHTLSD.
L’utilisation des redshifts photométriques à déjà pris un essor considé-
rable avec les analyses réalisées sur les relevés photométriques du Hubble Deep Field. En raison du flux extrêmement faible des galaxies de ces relevés (jusqu’à IAB = 28 ), moins de 15% des galaxies de ces champs ont un red- shift spectroscopique. L’utilisation de la méthode photométrique s’avère alors
nécessaire. De nombreuses comparaisons entre redshifts photométriques et redshifts spectroscopiques ont permis de valider cette méthode (par exemple,
Arnouts et al. 1999, Fernandez-Soto et al. 1999, Bolzonella et al. 2000). Ce chapitre retrace d’abord brièvement l’histoire du décalage spectral pho- tométrique avec une description des méthodes utilisées jusqu’ici pour sa dé- termination. Nous décrirons plus en détail la méthode du ”template fitting” (ou
ajustement aux spectres de référence) car c’est celle que nous avons utilisé dans cette thèse grâce au logiciel Hyperz, dont nous expliquerons le fonction- nement. Cette technique est actuellement la meilleure pour les objectifs que nous nous sommes fixés. Enfin, nous consacrerons le dernier chapitre de cette partie, à l’explication des paramètres utilisés et des corrections apportées au code pour l’adapter aux données du CFHTLSD. Pour finir, nous évaluerons la qualité des redshifts photométriques utilisés dans cette thèse.
Chapitre 5
Brève histoire des
redshifts
photométriques
5.1 Les premières tentatives
Le concept de décalage spectral photométrique n’est pas nouveau. En 1957 Baum fut le premier à proposer et à developper une technique pour mesurer les décalages spectraux de manière photométrique. Pour cela il utilisa un pho- tomètre photoélectrique et 9 filtres parcourant le spectre de 3730Å à 9875Å. Avec ce système, il observa la distribution spectrale d’énergie (ci-après SED de l’anglais Spectral Energy Distribution qui donne le flux de lumière observé
pour la galaxie en fonction de la longueur d’onde) de 6 galaxies elliptiques brillantes dans l’amas de Virgo. Il observa ensuite 3 galaxies elliptiques dans un autre amas (Cl0925+2044, connu aussi sous le nom d’Abell 0801). En tra- çant la SED moyenne des galaxies de Virgo et la SED moyenne des galaxies de Cl0925 sur le même graphique, il mesura le déplacement entre deux SED et déduisit leredshift du second amas. La valeur du décalage qu’il obtint alors
(0.19) était en très bon accord avec la valeur spectroscopique connue (0.192). Il étendit donc sa technique à des amas de décalages inconnus jusqu’à z=0.46. La technique de Baum était très précise mais elle dépendait de la présence ou non d’une large cassure à 4000Å dans le spectre, et ne pouvait donc fonction- ner que sur des galaxies elliptiques.