Ce paragraphe propose d’utiliser les r´esultats pr´esent´es dans les trois articles pr´ec´edents pour r´ealiser deux tests pr´eliminaires suppl´ementaires du sc´enario propos´e par (Hammer et al., 2005).
4.5.1
Test 1 : dynamique des syst`emes compacts
Nous avons vu au chapitre 2 que le sc´enario propos´e par (Hammer et al., 2005) pr´edisait par construction un nombre ´elev´e de syst`emes dynamiquement hors ´equi- libres parmi les LCGs. La figure 4.7 montre une tendance, pour les galaxies `a cin´e- matique complexe ou perturb´ee, `a ˆetre plus compactes que les disques en rotation, bien que la statistique soit encore faible.
La figure 4.8 compare les classifications morphologique et dynamique de 10 ga- laxies sur les 32 de l’´echantillon pour lesquelles la morphologie a ´et´e ´etudi´ee par (Zheng et al., 2004; Zheng et al., 2005). Cette figure montre clairement la dichoto- mie qui existe entre les galaxies `a morphologie spirale ou irr´eguli`ere, dont la dyna- mique est relax´ee (disque en rotation), et les galaxies `a morphologie compacte ou des syst`emes en cours de fusion dont la dynamique est complexe.
Malgr´e la faible statistique encore disponible, il est clair qu’il existe une tendance pour les galaxies compactes `a pr´esenter des dynamiques complexes, ce qui est com- patible avec l’hypoth`ese selon laquelle ces galaxies seraient des syst`emes en cours de fusion, et donc en accord avec le sc´enario propos´e par (Hammer et al., 2005).
4.5.2
Test 2 : ´evolution de la relation de Tully-Fisher
L’article de Flores et al. (2006) semble montrer que la relation de Tully-Fisher ne subit pas d’´evolution dans sa repr´esentation M∗−V . Malgr´e la faible statistique, nous
supposons dans ce paragraphe l’exactitude de la relation ´etablie dans cet article : (1) les galaxies spirales ne subissent pas d’´evolution dans ce plan et (2) la r´egion situ´ee au-dessus de la relation est peupl´ee par des syst`emes dont la dynamique est perturb´ee ou complexe.
Tous les sc´enarii o`u les galaxies constituent des syst`emes ouverts, dont la masse stellaire M∗ et la vitesse V croient avec le temps sont a priori compatibles avec le
4.5. TESTS DU SC´ENARIO “SPIRAL REBUILDING”
Fig. 4.7 – Diagramme classe dynamique - r1/2. Les galaxies dont la cin´ematique
est class´ee comme disque en rotation (RD) sont indiqu´ees par des cercles bleus, les rotations perturb´ees (PR) par des carr´es verts et les cin´ematiques complexes par des triangles rouges. Le r1/2 m´edian dans chaque classe dynamique est indiqu´e
par le symbole plein correspondant. Les barres d’erreurs correspondent `a l’´ecart quadratique moyen calcul´e autour de la moyenne. Seules les galaxies ayant une image HST ont ´et´e repr´esent´ees. La galaxie `a cin´ematique complexe de plus grand rayon est un syst`eme constitu´e de plusieurs galaxies en cours de fusion (CFRS03.1309). Bien qu’elle soit statistiquement peu significative (en raison notament du faible nombre de galaxies disponibles pour construire cette figure), on observe toutefois une tendance pour les galaxies en rotation `a ˆetre plus ´etendues que celles dont la cin´ematique est perturb´ee ou complexe.
galaxies spirales sur la relation locale apr`es ´evolution (aux barres d’erreur pr`es). Quels sont les sc´enarii remplissant ces conditions ?
La masse totale Mtotale et la vitesse V sont li´ees par (voir les d´etails dans Puech
et al. 2006a) :
Mtotale ∼ r1/2V 2
Avec M∗ = f∗Mtotale, on obtient :
dM∗
CHAPITRE 4. R´ESULTATS : DYNAMIQUE DES GALAXIES LOINTAINES
Fig.4.8 – Comparaison des classifications morphologiques et dynamiques pour les 10 galaxies ayant ´et´e ´etudi´ees par (Zheng et al., 2004; Zheng et al., 2005). L’axe des abs- cisses repr´esente la classification morphologique : S=Spirale (tous types confondus), C=Compactes, M=Merger et Irr=Irr´eguli`ere. La classification dynamique est cod´ee par le symbole utilis´e : disque bleu=disque en rotation, triangle rouge=cin´ematique complexe et carr´e vert=rotation perturb´ee.
en supposant que f∗ne varie pas avec z (Conselice et al., 2005). Dans cette approche 2
la variation relative de V d´epend donc `a la fois de celle de M∗ et de celle de r1/2. Or il
semble que, au moins pour les disques les plus larges, dr1/2/r1/2 = 0 (Lilly et al., 1998;
Ravindranath et al., 2004). Dans ce cas, on aurait donc une augmentation de V pour les tous sc´enarii pr´edisant une augmentation de M∗ avec z, parmi lesquels les sc´enarii
d’´evolution s´eculaire avec accr´etion douce de mati`ere, et celui propos´e par (Hammer et al., 2005). Il faut toutefois ˆetre tr`es prudent avec ce genre d’interpr´etation car il subsiste de nombreuses incertitudes, en autres sur les termes dr1/2/r1/2 et df∗/f∗. Il
semble donc trop tˆot pour tenter de distinguer diff´erents sc´enarii d’´evolution grˆace `a la relation de Tully-Fisher proprement dite, de nombreux points n´ecessitant encore d’ˆetre ´eclaircis.
N´eanmoins, il est int´eressant de noter que le sc´enario propos´e par (Hammer et al., 2005) pr´edit une ´evolution en deux temps dans le plan M∗-V : (1) augmen-
2
BIBLIOGRAPHIE
tation de M∗ au cours de la fusion, pendant laquelle le disque est d´etruit, puis (2)
reconstruction du disque et augmentation de V . Cette ´evolution en deux temps est particuli`erement compatible avec un peuplement de la zone situ´ee au-dessus de la relation. Il est donc tout `a fait naturel dans ce sc´enario de trouver une r´epartition dans le plan M∗ − V telle que d´ecrite par Flores et al. (2006). Il n’est par contre
par clair si un sc´enario d’´evolution s´eculaire permet ou non de rendre compte de cette tendance. Il se pourrait ainsi que le fait qu’un nombre important de galaxies sont hors ´equilibre `a z∼0.6 soit une contrainte plus importante que la relation de Tully-Fisher en elle-mˆeme3
. Seul un sc´enario d’´evolution violente semble `a l’heure actuelle capable d’expliquer deux r´esultats observationnels importants `a z<1 : (1) l’existance de galaxies actives dans l’infrarouge (les LIRGs) et (2) la fraction impor- tante de galaxies n’ayant pas atteint leur ´equilibre dynamique.
Bibliographie
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3
Troisi`eme partie
Dynamique des galaxies `a z ≥ 1 :
Chapitre 5
OA et champs cosmologiques : le
concept FALCON
Sommaire
5.1 Les galaxies de z=1 `a 3 . . . 171
5.2 Sp´ecifications scientifiques pour un nouvel instrument 3D dans le proche IR . . . 173
5.3 Spectroscopie et Optique Adaptative . . . 174
5.3.1 Optique Adaptative et champs cosmologiques . . . 174
5.3.2 OA et spectroscopie 3D . . . 176
5.3.3 MOAO-DAO: le concept FALCON . . . 177
5.4 Performances du concept FALCON . . . 178
5.4.1 Simulations de la MOAO FALCON . . . 178
5.4.2 Comparaison simulations-observations . . . 183
5.4.3 Simulations des performances scientifiques de FALCON . 185 5.5 L’IFU FALCON . . . 185
5.5.1 Sp´ecifications d’un correcteur hybride . . . 187
5.5.2 Sp´ecification des micro-DMs . . . 197
5.6 Le spectrographe FALCON: perspectives . . . 209
5.1
Les galaxies de z=1 `a 3
La majorit´e des ´etoiles et des ´el´ements s’´etant form´es entre z=0.5 et z=2-3 (voir chapitre 2), il est important de d´eterminer la cin´ematique et la chimie des
CHAPITRE 5. OA ET CHAMPS COSMOLOGIQUES : LE CONCEPT FALCON
leurs masses, vitesses et moments angulaires se sont redistribu´es est encore tr`es peu connue.
A grands redshifts (2 ≤ z ≤ 6), la plupart des galaxies ont ´et´e identifi´ees en utilisant la m´ethode du “Lyman break drop out” (Steidel et al., 1995; Steidel et al., 1996) : le nombre de LBGs (Lyman Break Galaxies, (Giavalisco, 2002)) ainsi d´etec- t´ees s’est r´ev´el´e ˆetre 5 fois plus faible que le nombre de galaxies observ´ees `a z ≤ 1. Les LBGs sont des galaxies fortement group´ees avec une ´echelle de corr´elation spa- tiale r0 = 4 Mpc (Adelberger et al., 1998). Les propri´et´es chimiques de ces galaxies
ont ´et´e ´etudi´ees. (Pettini et al., 2001) trouvent une abondance en oxyg`ene ´egale `a 10% de celle du soleil. Toutefois leurs r´esultats sont tr`es incertains, entre autres `a cause de la pr´esence d’outflows dans ces galaxies. A partir de la mod´elisation des po- pulations stellaires dans l’UV (Leitherer et al., 2001), il semble que l’abondance des LBGs `a z∼3 soit en r´ealit´e 30% solaire (Leitherer, 2005). Ces r´esultats sont actuel- lement limit´es par la profondeur des relev´es qui atteignent R ∼ 26, mais plusieurs similitudes entre les morphologies et la cin´ematique des LBGs et des LCGs `a plus bas z semblent d’ores et d´ej`a indiquer un lien possible entre ces deux populations (Lowenthal et al., 2005).
Une autre population de galaxies a pu ˆetre identifi´ee `a grands z dans le sub- millim´etrique grˆace au satellite SCUBA (Blain et al., 2002) et `a l’interf´erom`etre MAMBO (Greve et al., 2004). Ces galaxies SMGs (Sub-Millimeter Galaxies) ont une distribution en redshift comprise entre z=1.5 et z=3, centr´ee sur z∼2.4 (Chap- man et al., 2003; Chapman et al., 2005). Cette distribution en z est tr`es similaire `a celle des quasars, ce qui rend probable un lien entre SMGs et AGNs. Ces galaxies ont des morphologies perturb´ees (figure 5.1) typiques de syst`emes en cours de fusion (Conselice et al., 2003; Smail et al., 2004), de grandes tailles et des luminosit´es bolo- m´etriques importantes (Chapman et al., 2003). Les SMGs sont souvent consid´er´ees comme l’´equivalent des ULIRGs1
`a z>1.5 : la grande quantit´e de poussi`ere conte- nue dans ces galaxies modifie la forme de la SED qui pique alors dans l’IR lointain. A z>1.5, ce pic se trouve d´ecal´e dans le sub-millim´etrique (Lagache et al., 2005). Une population de LBGs lumineuses dans l’IR ayant des propri´et´es similaires aux SMGs a r´ecemment ´et´e identifi´ee (Huang et al., 2005), ce qui pourrait ´etablir un lien observationnel entre les SMBs et les LBGs.
Nous avons vu au chapitre 4 quelle ´etait l’importance de cartographier la cin´e- matique et les param`etres physico-chimiques tels que formation stellaire, extinction, m´etallicit´e ou densit´e pour la compr´ehension des processus physiques en jeu dans les galaxies. C’est pourquoi il devient de plus en plus clair que la prochaine ´etape
1
5.2. SP´ECIFICATIONS SCIENTIFIQUES POUR UN NOUVEL INSTRUMENT