Evolution des propriétés globales des galaxies dans le Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey.

1

U

NIVERSITÉ

T

OULOUSE

III - P

AUL

S

ABATIER

U.F.R. P

HYSIQUE

C

HIMIE

A

UTOMATIQUE

E

COLE

D

OCTORALE

SDU2E

THÈSE

pour obtenir le grade de

DOCTEUR DE L’UNIVERSITÈ TOULOUSE III (SCIENCES) Discipline : Astrophysique - Physique des galaxies

par

F

LORENCE

IENNA

Evolution des propriétés globales des

galaxies dans le Canada-France-Hawaii

Telescope Legacy Survey.

Soutenue le 9 novembre 2007 devant le jury :

Alain Blanchard ... Président Micol Bolzonella ... Examinatrice Geneviève Soucail ... Examinatrice David Elbaz ... Rapporteur Marc Balcells ... Rapporteur

Roser Pelló ... Directrice de Thèse

LABORATOIRE D’ASTROPHYSIQUE DE TOULOUSE ET DE TARBES - UMR5572

OBSERVATOIRE MIDI-PYRÉNÉES

14 AVENUE EDOUARD BELIN

2

Remerciements

Je tiens tout d’abord à remercier Roser Pelló de m’avoir proposé ce sujet de thèse, pour ses qualités humaines, sa gentillesse et la franchise dont elle a fait preuve quelques soient les circonstances. Ses conseils m’ont sans aucun doute, aidé à prendre des décisions importantes. Je reste admirative de sa passion pour le métier de chercheur et de la foultitude d’idées nouvelles qu’elle peut avoir et qui en sont le fruit. Je la remercie par ailleurs de m’avoir laissé faire mes expériences dans le domaine de la vulgarisation scientifique.

Je remercie les équipes du CFHTLS et de Terapix, grâce auxquelles j’ai dis-posé de données nombreuses et d’excellente qualité. Un grand merci à Johan Richard qui m’a aidé maintes fois sur des aspects techniques, notemment au tout début de ma thèse, lorsque j’en avais le plus besoin. Je remercie aussi Fabrice Lamareille qui a partagé avec moi ses idées et ses questionnements sur les théories actuelles. J’ai tout particulièrement apprécié sa compagnie dans le bureau 153, ainsi que celle de Denis, mon co-équipier organisateur de la journée des thèses.

Le Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse-Tarbes dans lequel j’ai passé un peu plus de trois ans m’a accueilli chaleureusement. Il y règne une très bonne ambiance de travail et je me suis vite sentie à l’aise avec le personnel et les équipes de chercheurs. J’ai pu m’impliquer dans la vie du laboratoire et également de l’Observatoire, pour en découvrir les rouages, ce qui a été une expérience très enrichissante. Je remercie en particulier Sylvie Roques, direc-trice du laboratoire, pour son écoute et pour nous avoir accordée sa confiance. Je remercie Marie-Claude Cathala de l’école doctorale SDU2E qui est toujours disponible et à l’écoute, et je pense également à toute l’équipe administra-tive du laboratoire qui est trés efficace et qui m’a souvent aidé dans mes dé-marches.

J’ai été particulièrement touché par la formation des Doctoriales et je féli-cite tous les organisateurs pour leur travail. Cette semaine de formation hors du commun, m’a donné quelques clés pour avoir confiance en moi et en l’ave-nir.

Je salut tous ceux avec qui j’ai partagé ces années au laboratoire, et en par-ticulier les pauses déjeuners et les pauses cafés qui se sont souvent transfor-mées en joyeux squat de la cafétéria. Les thésards du CESR : Nicolas, Yannis, Christophe (qui m’a appris à déléguer), Phillipe, Matthieu et Patricia, Gilles, William, Martin et Nadège. Les thésards du LATT : Johan, Fabrice, Marion et Ruben (et Ingrid), Denis qui m’a supporté dans son bureau ainsi que Luis, Matthieu et les signaleux. Je ne peux oublier tous ceux qui m’ont écouté, sou-tenu et avec qui j’ai partagé tous ces moments de douces folies : Mathilde et Marie-Emilie, Guillaume, Fabrice, Cindy, Julie. Une pensée pour Damien et Pierre, pour leur amitié et la confiance qu’ils m’ont accordé dans la grande aventure associative.

Je remercie mes parents qui m’ont toujours encouragé et suivi dans mes décisions. Je n’oublie pas ma chère complice Magali qui sait me remettre les idées en place quand il le faut et qui a toujours été de bon conseil.

Pour finir, je ne peux pas manquer de remercier toutes les personnes du monde des musiques et danses traditionnelles avec qui j’ai passé presque tout mon temps libre et qui m’ont fait vivre des moments inoubliables. Je salut

3 la région toulousaine pour son soutient à toutes ces associations qui m’ont permis de découvrir la grande richesse culturelle des sociétés d’autrefois. Une pensée pour Yvon Guilcher ainsi que les frères Champion.

Table des matières

1 Introduction générale 14

I Introduction : problématique scientifique

17

2 Le contexte cosmologique 19

2.1 Le modèle standard de concordance. . . 19

2.2 Formation hiérarchique des structures . . . 21

2.3 Effet de l’environnement sur les galaxies . . . 23

2.4 Les modélisations . . . 24

3 Les grands relevés spectro-photométriques 28 3.1 Les relevés photométriques profonds . . . 29

3.1.1 Le Hubble Deep Field . . . 30

3.1.2 Le Great Observatories Origins Deep Survey . . . 30

3.1.3 Le Hubble Ultra Deep Field . . . 31

3.2 Les relevés spectroscopiques à grand champ de vue . . . 31

3.2.1 Le 2dFGRS . . . 31

3.2.2 LE SDSS . . . 32

3.3 Le VVDS : un relevé spectroscopique de nouvelle génération . . . 33

II Les données

36

4 Le CFHT Legacy Survey 38 4.1 Le Very Wide survey : CFHTLS-VW . . . 38

4.2 Le Wide survey . . . 39

4.3 Le Deep Survey . . . 39

III Mesure des

redshifts photométriques et autres

carac-téristiques des galaxies dans le CFHTLSD

46

5 Brève histoire des redshifts photométriques 48 5.1 Les premières tentatives . . . 48

5.2 Diagrammes couleur-couleur . . . 48

5.3 Régression linéaire . . . 49

5.4 La méthode de l’ajustement des SED aux modèles ou template fitting . . . 51

5.5 Méthode Bayésienne . . . 51

TABLE DES MATIÈRES 5

6 Le code Hyperz 53

6.1 Le code Hyperz . . . 53

6.2 Les spectres de référence . . . 54

6.3 La fonction de masse initiale . . . 55

6.4 Le taux de formation stellaire . . . 56

6.5 Metallicité . . . 56

6.6 Forêt de Lyman . . . 58

6.7 Rougissement . . . 58

7 Adaptation du code pour l’étude du CFHTLSD 63 7.1 Paramètres globaux d’entrée . . . 63

7.2 Correction du seeing . . . 64

7.3 Transmissions des filtres . . . 66

7.4 Probabilité intégrée . . . 67

7.5 Ajustement des magnitudes et types photométriques dans le ré-férentiel propre des objets . . . 67

7.6 Qualité des redshifts photométriques du CFHTLS-Deep . . . 71

IV Evolution des relations couleur-magnitude-densité des

galaxies jusqu’à z~1.2

80

8 Sélection de l’échantillon à étudier 82 8.1 Sélection des galaxies . . . 82

8.2 Limite enredshift . . . 84

8.3 Complétude . . . 87

9 Evolution de la distribution en couleur des galaxies 92 9.1 Distribution en couleur . . . 92

9.2 Population bleue : densite de luminosite à 3500Å . . . 97

9.3 Population rouge : comparaison avec des modèles d’évolution passive . . . 101

9.4 Définition d’un indicateur de densité locale . . . 101

9.5 Distribution en couleur en fonction de la densité . . . 103

10 Propriétés des galaxies et masse stellaire 114 10.1Introduction . . . 114

10.2Calcul des masses stellaires . . . 115

10.3Masses stellaires et photométrie dans le proche infra-rouge . . . . 119

10.4Distribution en couleur des galaxies en fonction de la masse stel-laire et du redshift . . . 123

10.5Influence de la densité locale . . . 128

11 Discussion et conclusion 132 11.1Aspects techniques . . . 132

11.2Implications pour la formation des galaxies et comparaison avec les précédentes études . . . 133

TABLE DES MATIÈRES 6

V Annexes

146

A Décalage spectral et propriétés au repos 147

A.1 Décalage spectral . . . 147

A.2 Relation distance-redshift . . . 148

A.3 Luminosité . . . 149

A.4 Couleur . . . 150

B Systèmes photométriques 151

C Lexique des termes anglo-saxons 153

Table des figures

2.1 A gauche : Messier 51 vampirisant son compagnon NGC 5195. A droite : NGC 4038/4039 : deux galaxies spirales en cours de fusion. . . 24 2.2 Quatres images instantannées de la simulation Millenium à quatre

resdhifts différents de gauche à droite. z~18.3 : après une expan-sion initiale, les fluctuations primordiales de densité sont clai-rement reconnaissables ; z~5.7 ; z~1.4 et z~0.0. Les structures deviennent de plus en plus contrastées dans l’Univers. . . 26 2.3 Cette Figure illustre le caractère multi-échelle des simulations du

projet HORIZON. . . 27 3.1 Distribution spatiale des galaxies dans l’Univers proche (z~0.2)

observée avec le 2dFGRS. . . 32 4.1 Position des quatres champs du Deep et de quatre champs du

Wide. . . 40

4.2 Histogramme cumulé des magnitudes pour le champ D1 (pour chaque filtre). La magnitude de complétude est celle pour laquelle on a atteint la moitié de l’échantillon (50%). . . 43 4.3 Courbe de transmission des cinq filtres utilisés pour le CFHTLSD

ainsi que la réponse de la caméra MegaCam. . . 44 5.1 Diagramme forcouleur de Koo. En abscisse : index qui

me-sure la courbure moyenne des spectres (spectres ”bossus” à gauche et spectres ”creux” à droite). Les lignes de redshift constant de 0

à 1, calculées à partir des spectres de Bruzual sont en trait plein. Les lignes en pointillés montrent la trajectoire forme-couleur sui-vie par les différents types spectraux. Les étoiles de la séquence principale sont également représentées (symbole étoilé). . . 49 5.2 Comparaison des redshifts photométriques Zscalculés en

ajus-tant une relation quadratique pour les magnitudes UBRI, avec l’échantillon spectroscopique Ze. La dispersion est de 0.047 pour des galaxies jusqu’à B=22.5 (extrait de Connolly et al., 1995). . . 50 5.3 Principe de la méthode bayesienne (extrait de Benitez, 1998). Du

haut vers le bas : (a) : Fonctions de vraisemblance p(C|z,T) pour 3 types spectraux. (b) : Distribution de probabilité de l’a priori p(z,T|m0) pour chacun des types spectraux. (c) Distributions de probabilité p(z, T |C, m0) ∝ p(z, T |m0.p(C|z, T ). (d) : Probabilité Bayésienne finale : p(z|C,m0) = p(z,T|C,m0). L’aire hachurée cor-respond au niveau de confiance à 90% . . . 52

TABLE DES FIGURES 8 6.1 Modèles de référence pour quatre types de galaxie (E/SO, Sbc,

Scd et Im) de Coleman, Wu & Weedman (1980). D’après le manuel d’Hyperz. . . 55 6.2 Evolution des SED de différents types spectraux, calculée en

uti-lisant les modèles évolutionnaires de Bruzual & Charlot (1993), avec l’IMF de Miller & Scalo, une métallicité solaire ainsi les ca-ractéristiques des SFR montrées en Tableau 6.1. D’après le ma-nuel d’Hyperz. . . 57 6.3 Diagramme de synthèse représentant la procédure de

fonction-nement d’Hyperz ainsi que sa configuration standard. . . 60 6.4 Trois exemples d’ajustement pour des galaxies de redshifts

spec-troscopiques allant de 0.37 à 0.9. A gauche : SED du meilleur ajustement (trait plein) ainsi que les points des flux observés pour les filtres u*g’r’i’z’JK avec leur barres d’erreur (l’erreur ver-ticale correspond à l’erreur photométrique, l’erreur horizontale correspond à la surface couverte par le filtre). A droite : fonction de probabilité liée au χ2_{pour les objets considérés, obtenue sans} les filtres J et K (trait noir en pointillé) et avec J et K (trait plain rouge). On donne la solution spectroscopique (trait vertical bleu). 61 6.5 Idem que pour la figure 6.4 mais pour des galaxies de redshifts

spectroscopiques z=1.28 et z=1.55. . . 62 7.1 Diagrammes montrant la couleur attendue en fonction du

red-shift pour des modèles simples utilisés dans Hyperz,

représen-tant des galaxies E (rouge), Im (vert) et SB (bleu), pour l’ensemble des filtres optimisés. Ces prédictions sont comparées aux ob-jets spectroscopiques de référence, corrigés du seeing (voir 7.6).

L’espace des paramètres développé par Hyperz permet de couvrir l’ensemble des couleurs présentes dans ces diagrammes. . . 68 7.2 Transmission théorique des filtres comparées aux transmissions

données par le CFHT. . . 69 7.3 Les courbes en couleur représentent la transmission des filtres.

Les courbes noires montrent les réponses du miroir primaire, de l’optique et des CCD. Les transmissions totales finales des systèmes photométriques sont en lignes épaisses. . . 70 7.4 Comparaison en aveugle entre les redshifts photométriques et

spectroscopiques des champs D1 (VVDS Survey) + D3 (Groth/Deep Survey) (3175 galaxies). Ce diagramme trace la densité d’objets avec une échelle linéaire. En plus de la ligne zphot = zspec (trait plein), nous avons inclu les lignes zphot = zspec ± 0.1 pour guider l’oeil. . . 74 7.5 Redshifts photométriques pour 328 galaxies dans le champ D3,

comparés auxredshifts spectroscopiques du Groth/Deep Survey.

Le premier diagramme (en haut à droite) concerne tout l’échan-tillon et les autres comparent les résultats pour différents types spectraux : E, Sbc, Scd, Im et SB, du plus rouge au plus bleu. . . 75 7.6 ∆z ± σ(1) pour tous les types à la fois et par type

spectrophoto-mètrique. Le point n’est pas tracé quand il n’y a pas assez d’objet. 76 7.7 σ(2). Même légende que pour la Figure 7.6. . . 77 7.8 σ(∆z/(1 + z)). Même légende que pour la Figure 7.6. . . 78

TABLE DES FIGURES 9 8.1 Rayon effectif des galaxies en fonction de la magnitude dans le

filtre i’. Le rayon effectif est un moyen de séparer les étoiles des galaxies pour des magnitudes inférieures à 22(AB). . . 83 8.2 En haut : Distribution en probabilité intégrée (Pint) des galaxies

pour les quatres champs du CFHTLS, en trait plein pour la sé-lection adoptée et en trait pointillé pour une sésé-lection moins exi-gente en termes de SNR. Les lignes verticales positionnent le pic de la distribution. En bas : Pourcentage d’objets pour lesquels Pint ≤ 10 par intervalle de couleur dans leur référentiel propre, pour la sélection adoptée en SNR. . . 85 8.3 Distribution des redshifts photométriques pour le CFHTLSD,

tenue pour différents échantillons sélectionnés en magnitude ob-servée dans le filtre i’, de i’(AB)<21 à i’(AB)<25 par intervalle de 1 en magnitude de haut en bas, en unités de 104 _galaxies /deg2_{/∆z = 1. La distribution est donnée pour D1 (rouge), D2} (vert), D3 (bleue) et D4 (noir). La sélection en magnitude a été appliquée après la sélection en SNR décrite dans la section 8.1. . 86 8.4 Distribution en magnitude absolue dans le filtre r’ pour chaque

champ du CFHTLSD : D1 (trait plein noir), D2 (trait pointillé rouge), D3 (trait tiré-pointillé noir) et D4 (trait tiré-tiré-tiré-pointillé bleu). La ligne verticale représente la limite de complétude de l’échantillon. . . 88 8.5 Distribution en magnitude absolue dans le filtre u* pour chaque

champ du CFHTLSD (même légende que précédement). La ligne verticale représente la limite de complétude de l’échantillon. . . . 89 8.6 Diagramme couleur (u*-r’) - magnitude, montrant le critère adopté

pour sélectionner des échantillons complets pour les six inter-valles deredshit. La ligne oblique (trait plein) donne la magnitude

limite Muen fonction de Mr . Les lignes verticales (en pointillés) donnent les magnitudes limites qui découlent de la complétude en u* et en r’ pour chaque intervalle de redshift. . . 90

9.1 Densité de galaxies ( exprimée en 10−3_{galaxies par Mpc}−3_{) en} fonc-tion de la couleur au repos (u-r). L’évolufonc-tion de cette relafonc-tion est présentée en fonction du redshift et de la luminosité, quand

l’échantillon est complet. On a superposé la distribution de ga-laxies de l’intervalle 0.2<z<0.4 à tous les diagrammes pour per-mettre une comparaison directe entre bas et haut redshift. . . 94

9.2 Evolution dans le temps de la proportion des populations de ga-laxies bleues ( trait en pointillés) et rouges (trait plein) en fonction de la magnitude absolue Mr . Les lignes verticales représentent les limites de complétude en Mrdes intervalles deredshifts consi-dérés. . . 97 9.3 Densité de luminosité à 3500Å en fonction de la magnitude et par

intervalle de redshift. Les six courbes représentent les différents

intervalles de redshifts. . . 99

9.4 Fraction de la densité de luminosité par rapport à celle des ga-laxies plus brillantes que Mu = −20 (même légende que pour la

TABLE DES FIGURES 10 9.5 Fraction de la densité de luminosité par rapport à celle des

ga-laxies plus brillantes que Mu = −20 en fonction de Mr (même

légende que pour la Figure 9.3). . . 100 9.6 Différence entre la couleur moyenne entre z et z=0, en fonction de

z pour les champs du CFHTLSD (en noir) et pour deux modèles évoluant passivement : un modèle à sursaut bref de formation (en rouge) et un modèle à sursaut de formation stellaire exponentiel avec τ = 1Gyr (en vert). Chaqun de ces deux modèmes ont été calculés pour deux redshifts de formation : z=2.5 (trait plein) et

z=4 (trait pointillé). . . 102 9.7 Distribution en Σ10 des galaxies des champs du CFHTLSD. Les

traits verticaux en pointillés délimitent les 5 régimes de densité

considérés dans l’étude. . . 104 9.8 Distribution en couleur des galaxies en fonction de la densité

locale projetée (Σ10 en Mpc−2 augmentant de la gauche vers la droite) et de la luminosité (augmentant du haut vers le bas), pour les intervalles de redshifts 0<z<0.2 et 0.2<z<0.4. La

dis-tribution a été normalisée par le volume comobile de l’intervalle de reshift correspondant (exprimée en 10−3_{galaxiesM pc}−3_{). La} dis-tribution en couleur des galaxies de l’intervalle 0.2<z<0.4 (ligne en pointillé) a été superposée à tous les autres diagrammes pour

permettre les comparaisons. . . 106 9.9 Distribution en couleur des galaxies en fonction de la densité

locale projetée et de la luminosité pour les intervalles de redshifts

0.4<z<0.6 et 0.6<z<0.8 Mêmes commentaires que dans la Figure

9.8. . . 107 9.10Distribution en couleur des galaxies en fonction de la densité

locale projetée et de la luminosité pour les intervalles de redshifts

0.8<z<1.0et 1.0<z<1.2. Mêmes commentaires que dans la Figure

9.8. . . 108 9.11Evolution en redshift de la fraction de galaxies rouges en

fonc-tion de la densité Σ10, pour différents intervalles de luminosité (donnés en bas à droite). Les Lignes épaisses correspondent aux luminosités pour lesquelles l’échantillon est complet dans l’in-tervalle de redshift donné. Les barres d’erreur coorespondent au

bruit poissonnien. Les points et barres d’erreur correspondant aux différentes valuers de Σ10, ont été légèrement décalées en

abscisse pour plus de clarté. . . 109 9.12Evolution en redshift de la couleur moyenne de la population

bleue en fonction de la densité Σ10, pour différentes luminosités. Les lignes épaisses et fines correspondent respectivement aux échantillons à l’intérieur et à l’extérieur de la limite de complé-tude. Les barres d’erreur correspondent à l’erreur sur la moyenne. Pour plus de clarté, les points ainsi que leur barre d’erreur ont

été légèrement déplacés en abscisses. . . 110 9.13Evolution en redshift de la couleur moyenne de la population

rouge en fonction de densité, pour différentes luminosités. Même

commentaires que pour la Figure 9.12. . . 111 9.14Resultats du SDSS. La distribution en couleur des galaxies est

représentée par les cercles pleins. La ligne représente

TABLE DES FIGURES 11 10.1Comparaison en aveugle entre les redshifts photométriques

(cal-culés avec les filtres supplémentaires J et K )et lesredshifts

spec-troscopiques du champ D3 (Groth survey). . . 121

10.2Comparaison en aveugle entre les redshifts photométriques

(cal-culés sans J et K) et les redshifts spectroscopiques du champ D3

(Groth survey). . . 122

10.3Comparaison directe entre les masses calculées avec et sans la photométrie JK, pour le catalogue contenant les données

infra-rouges. . . 123 10.4Histogrammes cumulés des masses stellaires. L’échantillon

com-plet est tracé en trait pointillé. On a tracé en trait plein l’échan-tillon complet en bande r’ et u*. Les traits verticaux représentent

les masses de complétude pour chaque cas. . . 125 10.5Densité de galaxies (exprimée en 10−3 _{galaxies par Mpc}3_{) en}

fonc-tion de la couleur au repos (u-r). L’évolufonc-tion de cette relafonc-tion est représentée en fonction du redshift et de la masse stellaire. On a

superposé la distribution de galaxies de l’intervalle 0.2<z<0.4 (en pointillé) à tous les diagrammes pour permettre une comparaison entre bas et hautredshift. Tous les échantillons sont complets en

masse stellaire. Les échantillons incomplets en magnitude u* et

r’ sont situés à gauche de la ligne noire. . . 126 10.6Evolution de la proportion des populations de galaxies bleues

(en pointillé) et rouges (trait plein), en fonction de la masse stel-laire. Tous les échantillons sont complets en masse stelstel-laire. Sur chaque diagramme, les échantillons complets en magnitude u* et

r’ sont situés à droite du trait vertical. . . 127 10.7Evolution de la distribution en masse des types photométriques

de galaxies ( logarithme du nombre de galaxies divisé par le vo-lume comobile en Mpc3_{). Seules les galaxies à l’interieur de la} complétude en masse sont représentées. Les galaxies de type el-liptiques sont représentées en trait plein, les galaxies de types Sbc et Scd sont représentées en pointillés et les types Im et Sb

avec une ligne en points. . . 129 10.8Densité de galaxies (exprimée en 10−3_{galaxies par Mpc}3_{) en}

fonc-tion du logarithme de la masse stellaire. L’évolufonc-tion de cette rela-tion est représentée en foncrela-tion de la densité locale projetée Σ10, pour les mêmes intervalles que ceux du Chapitre 9. Seules les ga-laxies à l’intérieur de la complétude en masse sont représentées

Liste des tableaux

3.1 Status actuel des redshifts mesurés dans le VVDS . . . 34

4.1 Very Wide - Il sera réalisé un pointé unique par champ. . . 39

4.2 Wide Synoptic - Plusieurs pointés dans la mosaïque. On donne

les profondeurs limites attendues sur chaque pointé du CFHTLS-W dans les cinq filtres. . . 39 4.3 Positions des champs et relevés associés. . . 41 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 profondeurs limites attendues à la fin du relevé, sur chaque pointé du CFHTLS-D dans les cinq filtres. . . 41 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). . . 44 4.6 Temps d’exposition total (en heures), magnitude limites et

ma-gnitudes de complétude pour les champs du CFHTLSD. . . 45 6.1 Charactéristiques des modèles de Bruzual & Charlot (2003)

adop-tés pour ajuster les SEDs de différents types spectraux des ga-laxies observées. . . 57 7.1 Seeing moyen en seconde d’arc, pour chacun des champs et

cha-cun des filtres. . . 65 7.2 Correction deseeing à apliquer pour chaque filtre et chaque champ,

pour 85% et 25% des images avec meilleur seeing lors des obse-ravtions. . . 66 7.3 Tableau résumant la précision des zphot obtenus dans cette étude

(T03). Il donne les informations suivantes : (1) domaine de magni-tude et de redshift, (2) déviation systématique entre zphot et zspec, (3) déviation standard σz(1), (4) médiane normalisée de la dévia-tion absolue σz(2), (5) déviation de la médiane absolue normalisée σ(∆z/(1 + z)), (6) fraction d’identifications catastrophiques (l%) et (7) fraction (g %) de contamination par les identifications catas-trophiques. . . 73 7.4 Qualité des zphot obtenus obtenue avec la version T0004 du CFHTLSD,

pour le compositage avec 25% meilleures images de D1 et D3 (même légende que pour le tableau 7.3). . . 79 8.1 Magnitudes limites des échantillons obtenues dans les filtres u*

et r’ . . . 89

LISTE DES TABLEAUX 13 8.2 Magnitude absolue limite en r’ définissant nos échantillons

com-plets en u* et en r’ par intervalle de redshift. . . 91

9.1 Proportion de la population rouge (en rouge quand elle est >50% et en bleu quand elle est <50%) et couleur moyenne de la po-pulation rouge. Evolution de la couleur et du pourcentage de la population rouge en fonction du redshift z (par rapport au pre-mier intervalle à z = [0, 0.2]) et de la luminosité Mr (par rapport au premier intervalle à [−19, −18]). Les valeurs en gras correspondent à des mesures à l’intérieur de la complétude (détails dans le texte). 95 9.2 Couleur moyenne de la population bleue. Evolution de la couleur et du pourcentage de la population bleue en fonction du redshift z et de la luminosité Mr. . . 95

10.1Corrections à appliquer au paramètre log(bscale) pour les modèles d’ajustements non B&C. . . 116

10.2Accord entre M1et M2 en fonction de la masse stellaire. . . 118

10.3Accord entre M1 et M2 par types spectro-morphologiques. . . 118

10.4Comparaison entre M1 et M2 en fonction du redshift. . . 118

10.5Qualité desredshifts photométriques obtenus avec les filtres u*g’r’i’z’JK, pour l’échantillon du Groth. Les indicateurs utilisés sont les mêmes que ceux que nous avons introduit dans le chapitre 7.6. . . 120

10.6Qualité desredshifts photométriques obtenus avec les filtres u*g’r’i’z’, pour l’échantillon du Groth. . . 120

10.7Accord entre les masses calculées avec et sans la photométrie infrarouge, pour le catalogue contenant les données infrarouges. On apelle m la masse calculée sans photométrie JK et mJK les masses calculées avec photométrie JK. . . 120

10.8Masses, en fonction du redshift, pour lesquelles les échantillons sont complets. Elles ont été déterminées pour les échantillons entiers ainsi que pour les échantillons complets en u* et r’. La masse est exprimée en échelle logarithmique. . . 124

B.1 Conversion entre le système AB et le système Véga pour les filtres utilisés dans le CFHTLSD. . . 152

Chapitre 1

Introduction générale

Depuis que l’homme tente de comprendre l’univers qui l’entoure et qu’il s’est mis à l’explorer, il a sans cesse repoussé les limites du monde connu, si bien qu’on peut aujourd’hui dire qu’il n’y a plus de Terra Incognita sur notre planète. Bien sûr, l’aventure ne s’arrête pas à l’exploration de la Terre. Il y a bien des millénaires que l’homme a levé les yeux vers les étoiles et qu’il cherche à comprendre les mécanismes célestes. Mais il faudra attendre le XVIème siècle, pour que les grands noms de l’astronomie énoncent les lois fondamentales de la mécanique céleste et qu’ils commencent à dessiner une image plus vraisemblable de notre système solaire (Nicolas Copernic, Tycho Brahé, Johannes Kepler, Galileo Galilei et Newton pour ne citer que les plus connus). Pourtant le monde connu reste encore bien petit. C’est au début des années 1900 que notre univers va devenir bien plus vaste que ce que l’on avait imaginé.

La découverte de la relativité générale par Albert Einstein en 1915 marque le début de la cosmologie moderne, où il devient possible de décrire l’uni-vers dans son ensemble comme un système physique, son évolution à grande échelle étant décrite par la relativité générale. Einstein est d’ailleurs le pre-mier à utiliser sa théorie fraîchement découverte pour proposer une solution introduisant un concept extrêmement audacieux pour l’époque, le principe cosmologique, qui stipule que l’Homme n’occupe pas de position privilégiée dans l’univers, ce qu’Einstein traduit par le fait que l’univers est homogène et isotrope, c’est-à-dire semblable à lui-même quels que soient le lieu et la direc-tion dans laquelle on regarde. Au principe cosmologique, Einstein ajoute une autre hypothèse qui paraît aujourd’hui nettement moins justifiée, celle que l’univers est statique, c’est-à-dire qu’il n’évolue pas avec le temps. L’avenir lui donne tort, car dans les années 20, Edwin Hubble découvre la nature extraga-lactique de certaines « nébuleuses » (aujourd’hui appelées galaxies), puis leur éloignement de la Voie Lactée avec une vitesse proportionnelle à leur distance (c’est la loi de Hubble). Dès lors, plus rien ne justifie l’hypothèse d’un univers statique postulée par Einstein.

Avant même la découverte de Hubble, plusieurs physiciens dont Willem de Sitter, Georges Lemaître et Alexandre Friedmann calculent d’autres solutions de la relativité générale décrivant un univers en expansion. Leurs modèles sont alors immédiatement acceptés dès la découverte de l’expansion de l’univers. Ils décrivent ainsi un univers en expansion depuis plusieurs milliards d’années. Par le passé, celui-ci était donc plus dense et plus chaud. Notre vision de l’univers entier en a été changée de manière fondamentale.

Désormais on sait que les galaxies sont les blocs constitutifs de l’Univers

CHAPITRE 1. INTRODUCTION GÉNÉRALE 15 et les traceurs de sa structure à grande échelle. Les galaxies sont les arènes où les étoiles se forment, évoluent et meurent en interaction constante avec le milieu interstellaire. Au centre de nombreuses galaxies se cache un trou noir supermassif. Ces géants cosmologiques se nourissent de la matière tom-bant sur eux en formant un disque d’accretion qui liberera des jets de plasma ultrapuissants. Ce phénomène appellé Noyau Actif de Galaxie était beaucoup plus fréquent dans le passé qu’aujourd’hui et a eu un effet non négligeable sur l’évolution du taux de formation stellaire.

Cependant, la surprise la plus étonnante vient du fait que la matière lu-mineuse que nous détectons avec nos télescopes représente seulement une part minime (~1-5%) de toute la masse mesurée dans les galaxies. La plu-part des astrophysiciens postulent l’existence d’une masse sombre inconnue, d’autres bâtissent des théories physiques nouvelles, pour tenter d’expliquer cette observation. Mais cela reste à l’heure actuelle, l’une des énigmes les plus profondes de la science moderne. Par conséquent explorer et comprendre les galaxies est du plus grand interêt pour la cosmologie et l’astrophysique. En tant qu’objet astronomique, nous voudrions savoir comment les galaxies se sont formées et ont évoluées, quelle est l’origine de leur diversité. En répon-dant à ces questions nous seront capables d’utiliser les galaxies comme un lien entre l’univers local et les propriétés de l’univers jeune, et comme un la-boratoire pour tester les théories fondamentales.

Pour reconstituer l’histoire de l’univers il faut pouvoir observer les carac-téristiques de l’univers à différentes époques du passé et comprendre les mé-canismes physiques mis en jeu lors de l’évolution des galaxies. Aujourd’hui grâce aux progrés de l’instrumentation, nous disposons de télescopes au sol de grands diamètres de plus en plus performants pour mener à bien cette étude. Ainsi ces dix dernières années ont vu la réalisation de grands échantillons de galaxies à différentes longueurs d’ondes (visible et proche infra-rouge no-tamment). Ces échantillons de plus en plus profonds contiennent un nombre croissant de galaxies. La confrontation entre observations et modèle cosmolo-gique a donné naissance à une théorie de formation des galaxies avec regrou-pement hiérarchique qui est le modèle le plus concordant actuellement.

Ce travail de thèse est consacré à l’analyse du relevé de galaxies le plus important et profond à la fois réalisé à ce jour : le Canada-France-Hawaii-Telescope Legacy Survey. Il s’agit d’une large campagne d’observation

franco-canadienne qui a débuté en 2003 au CFHT et qui est toujours en cours actuel-lement. Plus de 450 nuits d’observation sur 5 ans seront dédiées à ce relévé. Les images sont prises grâce à l’instrument grand champ MegaPrime equipé de la caméra MegaCam de 1 degré carré de champ de vue. Trois relévés allant du système solaire à l’univers à grande échelle seront effectués. Nous utilise-rons plus particulièrement le relevé profond de galaxies appellé Deep Survey

qui contient plus d’un million d’objets détectés. L’analyse des propriétés d’un nombre aussi grand de galaxies en un temps résonnable nécessite des outils et des méthodes adaptées.

Le premier défi à relever est celui de la détermination de la distance de toutes ces galaxies. Pour déterminer la distance des galaxies nous avons uti-lisé dans cette thèse le code de calcul HyperZ, développé par Roser Pelló et Micol Bolzonella. Il s’agit d’un code de calcul des décalages spectraux par la méthode photométrique. La technique du décalage spectral photométrique s’est beaucoup développée depuis la réalisation des grands relevés de galaxies car elle permet de dépasser les limites imposées par la spectroscopie. En effet,

CHAPITRE 1. INTRODUCTION GÉNÉRALE 16 obtenir le décalage spectroscopique d’un million de galaxies, jusqu’à de faibles magnitudes, nécessiterait un temps d’observation bien trop long. La méthode photométrique est certes moins précise mais elle fournit des décalages spec-traux pour un plus grand nombre de galaxies et jusqu’à des magnitudes plus faibles, en un temps beaucoup moins long.

Une fois les distances déterminées nous avons calculé les magnitudes et les couleurs dans le référentiel propre des galaxies. Nous avons aussi déter-miné un estimateur de densité locale pour chaque galaxie. Nous avons utilisé également le code Hyperz pour calculer les masses stellaires des galaxies de notre catalogue. Ainsi nous avons pu analyser l’évolution des propriétés des galaxies en fonction du temps, de l’environnement et de la masse stellaire, ce qui nous a donné une idée du chemin évolutif suivi par les grandes structures jusqu’à la moitié de l’âge de l’Univers.

Dans une première partie nous donnerons un aperçu des modèles récents qui forment le cadre théorique dans lequel nous allons travailler et nous intro-duirons les notions de physique des galaxies utilisées par la suite. Dans une deuxième partie nous décrirons les spécificités de quelques relevés de galaxies réalisés depuis une dizaine d’années, ainsi que les résultats des études me-nées jusque là. Ensuite nous décrirons les donme-nées que nous avons eu à notre disposition et le code de calcul (Hyperz) que nous avons utilisé pour détermi-ner les distances et les magnitudes absolues des galaxies. Avant cela nous nous attarderons sur la méthode des décalages spectraux photométriques utilisés par le code Hyperz et nous expliquerons pourquoi cette méthode est particulièrement adaptée à l’étude que nous avons menée dans cette thèse. Enfin nous présenterons nos résultats et nos conclusions sur l’évolution des propriétés globales des galaxies et notamment en ce qui concerne le compor-tement de la distribution en couleur des galaxies en fonction du temps, de l’environnement et de la masse stellaire.

Dans toute la suite nous utiliserons le terme anglo-saxon de ”redshift ”,

Première partie

Introduction : problématique

scientifique

18

Introduction

Dans cette première partie nous introduisons les éléments sur lesquels est basée l’étude des galaxies. Nous présenterons dans le chapitre 2 le modèle cosmologique ainsi que le scénario de formation et d’évolution des galaxies qui forment à eux deux le cadre théorique utilisé actuellement. Dans le chapitre suivant nous parlerons des relevés de galaxies effectués depuis une dizaine d’années, qui fournissent à la communauté astrophysique, des données de plus en plus larges et profondes, grâce auxquelles de nombreux auteurs ont pu étudier aussi bien l’Univers local que l’Univers à grand redshift.

Chapitre 2

Le contexte cosmologique

Une galaxie est un objet auto-gravitant dont la plupart de la masse est com-posée, d’après le modèle standard (voir section 2.1) , d’une matière noire in-connue puis d’étoiles, de gaz et de poussière. Lorsque l’on observe les galaxies, on s’aperçoit qu’elles présentent des formes, des couleurs, des luminosités dif-férentes. Quelle est l’origine de ces différences ? Comment sont apparues les différentes morphologies ? Comment les populations ont-elles évolué avec le temps ?

Les études menées jusqu’ici montrent qu’il existe de fortes correlations entre certaines propriétés des galaxies (luminosité, couleurs, morphologie) et leur environnement, comme nous le verrons dans la suite. Ces liens sont au-tant d’indices nous permetau-tant de mieux comprendre quels processus sont en jeu dans la formation et l’évolution des galaxies.

Le relevé spectroscopique du CfA ( Davis et al. 1982), a sondé pour la pre-mière fois les grandes structures de l’Univers en produisant des cartes assez larges et profondes de l’univers proche, grâce à la mesure du décalage spectral de 2400 galaxies. Ce sondage a clairement mis en évidence une distribution des galaxies, qui loin d’être homogène, montrait une topologie complexe, faite de larges régions vides, de filaments et d’amas. Cette vue tridimentionnelle de notre Univers proche fut largement améliorée au cours des deux décennies suivantes par des relevés spectroscopiques toujours plus grands. Ces rele-vés confirment une répartition des galaxies fortement structurée, en amas, filaments, vides, qui s’étendent sur des échelles allant jusqu’à 100 Mpc. Le scénario hiérarchique de formation des structures (voir section 2.2) est en mesure d’expliquer la formation et l’évolution de cette structuration en lien avec la diversité du ”zoo” galactique.

2.1 Le modèle standard de concordance.

La formation et l’évolution des galaxies sont intimement liées à la cosmo-logie. La cosmologie fournit à l’heure actuelle, le support théorique du modèle de formation des structures. De plus, la confrontation des observations astro-nomiques aux prédictions des modèles, constitue le test le plus puissant pour la cosmologie. C’est de cette convergence entre observations et théories qu’est né le scénario actuel de formation et d’évolution des structures appellé le Λ

Cold dark Matter (ΛCDM) (Peebles, 1993) pour scénario avec une constante

cosmologique non-nulle et où la matière est dominée par une composante non baryonique froide. La relativité générale fournit le cadre analythique à ce mo-dèle.

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 20 Dans le modèle de Friedmann-Lemaitre l’Univers est décrit comme un fluide homogène et isotrope en expansion, sur la base du principe cosmologique qui stipule que les propriétés de l’espace sont les mêmes dans toutes les direc-tions et qu’aucun point de l’espace n’est privilégié. Dans ce cadre la métrique la plus générale que l’on peut définir est celle de Robertson-Walker qui lie les coordonnées de l’espace-temps, la courbure de l’Univers et son expansion. En introduisant cette métrique dans l’équation d’Einstein, liant les proprié-tés de l’espace-temps au contenu de l’Univers, on obtient les équations de Friedmann-Lemaître. Ces équations décrivent la dynamique d’un Univers en expansion en fonction de son contenu. Ce contenu est caractérisé entre autres par les paramètres cosmologiques (Ωr, Ωm,, ΩΛ) qui sont les paramètres sans di-mensions caractérisant respectivement la densité de radiation, la densité de matière et la densité d’énergie noire. Pour un Univers dominé par la matière, qui seul nous interessera par la suite, on peut négliger Ωr.

Le modèle de Friedmann-Lemaître est considéré aujourd’hui comme stan-dard car largement accepté par la communauté scientifique. Trois observa-tions majeures fondent l’accord autour de ce modèle :

– Le décalage systématique vers le rouge du spectre des galaxies loin-taines.

Par effet de dilatation des échelles de l’Univers, le spectre des galaxies est entièrement étiré vers les longueurs d’onde plus grandes, donc plus rouges. La théorie du Big Bang rend compte de la loi de Hubble liée à cet effet : plus

une galaxie est éloignée de l’observateur et plus son spectre apparait décalé vers le rouge.

– Le rayonnement de fond diffus cosmologique.

Ce rayonnement, vestige de l’époque où le rayonnement s’est découplé de la matière, fut prédit par Gamow, Alpher & Herman en 1940. Lorsque l’Univers atteint un âge de 380 000 ans, sa température s’est abaissée en-dessous de 3000 degrés Kelvin ce qui déclencha une phase de recombinaison des atomes jusque là ionisés. L’espace devint transparent au rayonnement. Les photons issus de ce découplage entre matière et rayonnement constituent le fond dif-fus cosmologique, observé aujourd’hui à 3 Kelvins, du fait de l’expansion de l’Univers.

Ce rayonnement fut observé pour la première fois de manière accidentelle par Penzias et Wilson (1965). Depuis cette découverte, plusieurs instruments embarqués sur des satellites et des ballons ont étudié ce rayonnement. En particulier, COsmic Background Explorer (COBE, Mather et al., 1990) et Wil-kinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP, Bennett et al., 2003), travaillant

dans le domaine millimétrique, ont permis de mesurer avec une grande pré-cision la température du spectre de corps noir associé ainsi que ses légères fluctuations spatiales.

– L’abondance des éléments chimiques.

Durant les trois premières minutes de l’Univers primordial, les éléments légers de composition chimique simple ont été synthétisés (3_{He ,} 4_{He ,} 7_{Li ,} 2_{H ). A} partir du rapport existant entre le nombre de photons et de baryons, l’abon-dance cosmique de chacun de ces éléments peut être prédite par la théorie du

Big Bang, et les mesures actuelles s’ajustent parfaitement à ce modèle.

La mesure des paramètres cosmologiques a très fortement progréssée au cours de la dernière décennie. Il semble se dégager depuis quelques années un modèle dit de concordance ΛCDM : un Univers plat avec une constante cosmologique non nulle.

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 21 Ce modèle de concordance donne la relation exacte entre la distance des galaxies et leur décalage spectral (cf. Annexe A). On utilise en général trois paramètres donnés par le modèle pour décrire l’univers dans son ensemble :

1. La constante de Hubble H0 dont on mesure la valeur actuelle, nous donne le taux d’expansion de l’univers et donc une idée de son âge.

2. La courbure de l’Univers : selon la relativité générale d’Einstein, l’espace-temps possède une courbure intrinsèque qui est due à son contenu en masse et en énergie. La courbure globale Ω0 est le rapport entre la densité actuelle de l’univers et la densité critique qui correspond à un Univers plat. La valeur Ω0 = 1 est communément admise actuellement et correspond à un Univers plat.

3. Le contenu en matière de l’Univers est mesuré par Ωm qui est le rap-port entre la densité de matière et la densité critique de l’Univers. La matière baryonique participe au facteur Ωm à travers une sous-composante de celui-ci : Ωb . Les mesures d’abondances des éléments légers, en accord avec la nucléosynthèse primordiale prévue dans la théorie du Bing Bang, permettent de contraindre ce facteur de manière assez précise (Burles et al., 2001). Les contraintes les plus importantes sur le paramètre de densité de matière ont été obtenues en combinant les observations du fond diffus cosmologique et la détection des supernovae les plus distantes connues (Perlmutter et al., 1999 ; Efstathiou et al., 1999). La différence entre la densité totale et la densité de matière est appelée la constante cosmologique et est notée : ΩΛ = Ω0 − Ωm. La nature physique de la constante cosmologique est encore mal comprise aujourd’hui.

Dans cette thèse nous utiliserons les valeurs communément admises ac-tuellement de ces trois paramètres cosmologiques en accord avec les dernières données deWMAP (Spergel et al. 2007, avec des valeurs légèrement différentes

mais un aussi bon ajustement) :

H0 ' 70km.s−1.M pc−1 Ωm ' 0.3

ΩΛ ' 0.7 .

2.2 Formation hiérarchique des structures

Dans l’état actuel de nos connaissances, le scénario de formation hiérar-chique des structures associé à la cosmologie ΛCDM permet de décrire au mieux pourquoi et comment la matière s’est structurée en amas et filaments.

Bien que quasiment uniforme, le rayonnement de fond diffus cosmologique observé par l’instrument COBE et plus récemment par l’instrument WMAP,

présente des anisotropies de très faibles amplitudes qui sont les empreintes des fluctuations de densité de l’Univers primordial. Elles semblent avoir été produites lors d’une phase d’expansion extrêmement rapide de l’Univers, ap-pelée inflation. Ces fluctuations de densité se seraient amplifiées sous l’action de la gravitation, pour former des structures de matière auto-gravitante appe-lées halos dans lesquelles se formeront les premières étoiles puis les premières proto-galaxies. Ces halos vont progressivement fusionner en structures plus massives.

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 22 La caractéristique de ce scénario, dit de bas en haut (ou bottom-up en

an-glais), par opposition au scénario monolithique, est que les structures cos-miques se forment par un processus continuel d’aggrégation de la masse. L’assemblage de la masse des halos de matière noire est caractérisé par l’his-toire d’aggrégation qui peut alterner des périodes d’accrétion ”douce” avec de violents épisodes de fusions.

L’évolution hiérarchique des halos (voir par exemple la revue de Devriendt & Guiderdoni 2003) explique de façon naturelle, l’existense des structures observées dans l’univers. Les grandes strutures de galaxies telles que les amas forment des noeuds du réseau cosmique vers lesquels les halos de matière noire ont convergé pour fusionner en laissant de grandes régions de l’espace vides de toute galaxie. Bien que la fusion des halos n’implique pas forcément la fusion des galaxies qu’ils contiennent, ces galaxies vont spiraler vers le centre de cette nouvelle structure avec une probabilité d’interagir avec d’autres galaxies de cette structure (fusion, effet de marée).

Un des succés du scénario hiérarchique est sa capacité reconstituer l’his-toire de formation des structures et à expliquer l’existence des deux principaux types morphologiques de galaxie observés dans l’Univers. En effet on considère le plus souvent deux types généraux de galaxies : les galaxies de type précoce (”early type” en anglais) et les galaxies de type tardif (”late type” en anglais).

Les premières ont une morphologie plutôt sphéroïdale avec une population stellaire issue d’un sursaut majeur de formation stellaire, suivi d’une évolu-tion passive. Les galaxies de type tardif peuvent avoir une forme de spirale ou complètement irrégulière avec un taux de formation stellaire important.

Pour former un disque il faut qu’un nuage de gaz en rotation au sein du halo se refroidisse et s’éffondre radiativement vers le centre. Lorsque que le nuage n’est pas en rotation et qu’il s’effondre sans direction privilégiée, il forme une galaxie de type Irrégulière.

L’apparence simple des sphéroïdes, dominées par une vieille population stellaire, suggère qu’elles ont été formées lors d’un violent sursaut de forma-tion stellaire il y a trés longtemps (z>4), suivi d’une évoluforma-tion passive de la po-pulation stellaire. Mais les observations et la théorie montrent que la situation est plus complexe. Une image plus élaborée de la formation des sphéroïdes commence à emerger dans le contexte du modèle hiérarchique ΛCDM (De Lu-cia et al., 2006 ; Firmani, 2003 ; Silk, 1998 ; Kauffmann & Charlot, 1998). Les idées de base sont que les elliptiques massives se formèrent tôt (z>3) et dans une échelle de temps courte grâce à la fusion de disques riches en gaz dans des régions denses de l’Univers. La fusion des disques implique un sursaut de formation stellaire ultra-lumineux, obscurcit par la poussière, l’établisse-ment d’un sphéroïde et une situation favorable à l’apparition d’un trou noir massif. Si le noyau actif de galaxie associé au trou noir déclenche son activité, il contribuera à arrêter l’effondrement du gaz en chauffant et en éjectant ce dernier loin du coeur. Lorsque son activité s’arrêtera, il laissera un sphéroïde géant avec un trou noir supermassif au centre d’une couronne de gaz chaud, et ce sphéroïde évoluera ensuite de manière passive.

Selon ce modèle, les galaxies elliptiques massives étaient déjà en place à grand redshift, tandis que les galaxies moins massives continuent de

s’as-sembler plus tard. Ceci a pour effet de déplacer la masse caractéristique des galaxies formant des étoiles vers les galaxies de faibles masses. Cet effet a été appellé ”downsizing” en anglais ou ”réduction de masse caractéristique”

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 23 du downsizing semble être compatible avec le modèle hiérarchique (Neistein

E. et al., 2006).

2.3 Effet de l’environnement sur les galaxies

Dans le cadre de la croissance hiérarchique des structures, les halos de matière noire fusionnent progressivement en halos plus massifs. Les galaxies contenues dans ces halos massifs vont spiraler vers le centre de cette nou-velle structure avec une probabilité de subir des interactions ou de véritables fusions avec d’autres galaxies. Les ondes de densité générées par ses inter-actions, provoquent des sursauts de formation d’étoiles de courte durée, et vont parfois avoir un impact sur la morphologie des galaxies résultantes. Par exemple, des simulations montrent qu’une fusion majeure de deux galaxies de type disque peut conduire à une galaxie de type sphéroïdale (Toomre, 1974). Des observations montrent que ces intractions ont eu lieu dans l’Univers (déformations des bras spiraux et éjections de gaz dus aux effets de marée etc.)(exemple Figure 2.1).

Il est important de pouvoir quantifier ces phénomènes de fusion et d’in-teraction entre les galaxies aujourd’hui et dans le passé, pour savoir quel rôle ils ont joué dans l’évolution des structures. Des études effectuées grâce à de larges relevés (Balogh et al., 2004, Baldry et al., 2004) ont montré que les propriétés intrinsèques des galaxies dépendent de ce facteur environne-mental. Dans l’Univers local, la proportion de galaxies elliptiques massives et brillantes est plus importante dans les amas que dans les zones sous denses. C’est assez logique puisque la probabilité d’interactions est plus élevée dans les environnements denses donc on s’attend à y trouver plus de galaxies de types sphéroïdes massives. Les zones vides de l’Univers sont au contraire, do-minées par des galaxies de type disque, et présentent un déficit en galaxies brillantes comparativement aux régions denses. La rapport entre le nombre de sphéroïdes et le nombre de disques ainsi que la présence de galaxies lumi-neuses, dépend par conséquent de la densité locale dans l’Univers local. On observe un changement de population entre les régions vides et les amas. Ce phénomène est connu depuis les années 80 (par exemple Dressler A., 1986 ou Dressler A., 1987). Ce phénomène a t-il toujours été le même à plus grand red-shift ? Quel était le rôle de l’environnement ? On peut commencer à répondre

à ces questions en étudiant les propriétés des galaxies en fonction de leur en-vironnement et en fonction du redshift. C’est ce qu’on s’est proposé de faire

dans cette thèse.

Les effets d’environnement ne sont pas les seuls processus qui induisent une évolution des galaxies. Après un épisode de sursaut de formation stel-laire, une galaxie va évoluer naturellement dans le temps à la fois spectra-lement et dynamiquement. Ses étoiles vont se déplacer sur le diagramme de Hertsprung-Russel et présenter une distribution d’énergie spectrale moyenne de plus en plus rouge, sa richesse en métaux va augmenter et sa lumino-sité va diminuer. Cette évolution dite ”séculaire” ou ”passive”, est l’évolution que l’on observerait pour une galaxie n’ayant jamais subi de fusion . Des mo-dèles d’évolution spectro-photométrique comme GALAXEV (Bruzual & Charlot 2003) ou PEGASE (Fioc & Rocca-Volmerange 1997), vont permettre de calcu-ler l’évolution de la distibution spectrale d’énergie moyenne d’une population d’étoiles suivant différents scénarios arbitraires de formation stellaire.

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 24

FIG. 2.1 – A gauche : Messier 51 vampirisant son compagnon NGC 5195. A

droite : NGC 4038/4039 : deux galaxies spirales en cours de fusion.

2.4 Les modélisations

La cosmologie porte par essence sur l’origine et le devenir de l’Univers en train d’évoluer. Cette discipline ne peut donc pas développer d’approche expe-rimentale. À ce titre, une large fraction de la communauté cosmologique dédie ses efforts depuis une quizaine d’années aux développements de simulations cosmologiques, dont l’objet est de reproduire numériquement le comportement de l’Univers sur de très grandes échelles, du Big-Bang à nos jours. Améliorer

notre compréhension des processus à l’oeuvre dans la formation des struc-tures demande des simulations toujours plus performantes : c’est à dire avec une plus haute résolution et un formalisme physique plus précis et complet. La simulation des structures cosmiques est devenue de ce fait, un des grands défis de la modélisation numérique, poussant les scientifiques à trouver conti-nuellement de nouveaux algorithmes, de nouvelles plate-formes de calcul et de nouvelles techniques d’exploitation des résultats.

Les modélisateurs se placent dans le cadre de modèles cosmologiques CDM. A partir des fluctuations initiales de l’Univers primordial, les simulations in-tègrent les processus hiérarchiques régissant l’évolution des structures de ma-tière noire et baryonique, pour en extraire des quantités directement compa-rables aux observations, à tous les âges de l’Univers.

Les modélisations ont un double rôle à jouer :

– fournir un cadre théorique pour interpréter les résultats obtenus grâce aux observations : distribution de matière noire dans l’Univers, forma-tion des grandes structures, processus physiques impliqués dans la for-mation et l’évolution des galaxies, test des différents modèles théoriques. – fournir des catalogues virtuels pour préparer les futures observations. Cependant, les simulations sont limitées par la puissance des calculateurs. Ce qui impose par exemple une limite de résolution en masse des galaxies ou une taille limite des simulations en dessous desquelles on ne peut pas descendre pour le moment.

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 25 Il existe, à l’heure actuelle, trois méthodes principales pour modéliser la formation et l’évolution des galaxies :

– Les modèles semi-analytiques : développés ces dix dernières années pour suivre l’évolution des galaxies dans le cadre du scénario hiérarchique. Cette méthode utilise les meilleures approximations sur la physique de la formation des galaxies pour reconstituer les propriétés statistiques des populations à n’importe quel redshift. Quand les autres simulations

échouent par manque de résolution ou par manque de pertinence de la physique sous-jacente, les modèles semi-analytiques peuvent être utili-sés pour améliorer nos connaissances et étendre la modélisation.

– Les modèles hybrides traitent la matière noire avec des simuations nu-mériques N-corps. La formation des galaxies dans les halos est simulée par la suite en utilisant des prescriptions analytiques. La méthode hy-bride permet de réaliser de nombreuses simulations en jouant sur les paramètres qui régissent l’évolution de la matière baryonique au sein des halos.

– La simulation numérique N-corps + hydrodynamique constitue l’approche la plus complète et la plus avancée. Cependant cette méthode est très coûteuse en temps de calcul ce qui limite la taille des simulations ou leur résolution en masse. Elle permet d’aborder un large éventail de pro-blèmes astrophysiques, de la collision et de la fusion des galaxies, jusqu’à la formation des grandes structures de l’Univers.

On peut citer en exemple de modèle hybride le projet français GalICS (Galaxies In Cosmological Simulations, S. Hatton et al. 2003, Devriendt et al. 2003,

Blai-zot et al. 2003). Ce projet décrit la formation hiérarchique des galaxies grâce à l’approche hybride. Il utilise les simulations cosmologiques N-corps pour ob-tenir une description plus réaliste des halos de matière noire, ainsi qu’un mo-dèle semi-analytique pour décrire les baryons. L’approche hybride garde l’in-formation spatiale et dynamique et peut ainsi permettre un traitement détaillé des interactions et des fusions entre galaxies. Le modèle GalICS développé à l’IAP, a été conçu pour retracer l’histoire de formation stellaire à grand red-shift dans plusieurs domaines de longueur d’onde, de l’ultra-violet jusqu’au

submillimétrique. Quatre simulations sont utilisées pour prédire les proprié-tés statistiques des galaxies à différentes longueur d’onde, dans le cadre du modèle hiérarchique.

Au niveau international on peut citer le projet The Millennium Simulation

(Springel et al., 2005). Il s’agit de la plus importante simulation N-corps ja-mais réalisée. Les simulations contenant 10 milliards de particules, ont été réalisées par le Consortium Virgo (http ://www.virgo.dur.ac.uk) grâce à une

grappe de calcul de 512 processeurs située au Max Planck Institute for Astro-physics à Garching en Allemagne. Les simulations ont pris 28 jours au total.

Au final, elles tracent l’évolution de la distribution de matière dans une région cubique de deux milliards d’années de côté. Les premiers résultats, publiés en Juin 2005 dans le journal Nature (Springel et al., 2005), montrent que la comparaison de ce genre de simulation aux grands relevés observationnels peut améliorer notre compréhension des processus physiques impliqués dans la formation des galaxies et des trous noirs.

A titre d’exemple, les figures ci-dessous montrent quatre images instantan-nées de la simulationMillenium à différents redshifts. Chaque image montre la

même aire comobile, les régions de densité de matière élevée sont représentées en clair.

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 26

FIG. 2.2 – Quatres images instantannées de la simulation Millenium à quatre

resdhifts différents de gauche à droite. z~18.3 : après une expansion initiale, les fluctuations primordiales de densité sont clairement reconnaissables ; z~5.7 ; z~1.4 et z~0.0. Les structures deviennent de plus en plus contrastées dans l’Univers.

Les simulations numériques de nouvelle génération comme celle du Consor-tium Virgo, du projet GalICS ou du projet COAST(Computational Astrophysics at Saclay, R. Teyssier, 2002) parviennent à rendre compte, avec un certain

réalisme, de la formation des amas de galaxies grâce à une bonne finesse du maillage. La difficulté est maintenant d’aller vers une plus grande complexité en parvenant à simuler numériquement la formation des étoiles, étroitement liée à la nature du milieu interstellaire et l’évolution interne des galaxies. Cela demande une connaissance toujours plus approfondie des processus phy-siques ainsi qu’une puissance de calcul toujours plus grande.

Un des projets d’avenir est la simulation HORIZON (Pichon, C., Aubert, D., 2006) qui a pour but entre autres, de prendre en compte le problème de la formation des galaxies à différentes échelles. Les simulateurs de HORIZON prennent un volume correspondant à notre ”horizon”, c’est à dire une sphère de 13.7 milliards d’années lumière de rayon, soit 4.27 Gpc. A l’intérieur de ce volume, ils vont augmenter progressivement la résolution sur les structures à grande échelle observées aujourd’hui par les grands relevés, comme les super-amas ou les super-amas de galaxies, qui se forment au croisement de filaments cosmiques.

A l’interieur de ces amas de galaxies, on peut suivre du début la forma-tion des structures à l’échelle des galaxies, dont le carburant est la matière tombant dans les filaments. Les simulations à l’échelle des galaxies (échelle de 20kpc, avec 20pc de résolution) seront obtenues en prenant en compte les conditions aux limites données par les simulations à grande échelle, en tra-vaillant à des résolutions spatiales de plus en plus importantes. L’image 2.3 illustre le caractère multi-échelle de ces simulations.

Cependant, il est nécessaire de rester prudents sur l’interprétation des ré-sultats fournis par les simulations. Il est vrai que les réré-sultats qu’elles pro-duisent sont en très bon accord avec les observations. Il serait alors tentant de conclure que cela est suffisant pour valider les modèles théoriques utilisés dans ces simulations. Pourtant on pourrait sans doute arriver au même résul-tat avec d’autres ingrédients que ceux fournis par les modèles CDM. De plus,

les phénomènes physiques responsables de la distribution observée des ga-laxies en fonction du temps et de la densité sont encore loins d’être compris. Il est important de trouver des propriétés permettant de caractériser aussi bien les observations que les simulations, et de comparer les deux.

CHAPITRE 2. LE CONTEXTE COSMOLOGIQUE 27

FIG. 2.3 – Cette Figure illustre le caractère multi-échelle des simulations du

Chapitre 3

Les grands relevés

spectro-photométriques

Afin de mener à bien une étude valide sur l’évolution de l’Univers à grande échelle, la communauté doit disposer de données photométriques et spectro-scopiques sur une grande partie du ciel et aussi profondes que possible. Pour cela il faut pouvoir observer une grande surface du ciel. En outre, plus les observations sont profondes, plus elles permettent d’étudier des galaxies loin-taines mais également des galaxies de faibles magnitudes permettant d’étu-dier une population encore peu connue. Ainsi, dans l’idéal il faudrait observer l’ensemble de la sphère céleste jusqu’à des profondeurs telles que l’on distin-guerait les toutes premières galaxies ! Cela reste bien sûr de l’ordre de l’utopie. Cependant des progrès technologiques considérables ont été réalisés de-puis ces quinze dernières années permettant la réalisation des premières cam-pagnes d’observation à grande échelle. Les recherches menées à partir de ces relevés sont en augmentation constante et couvrent de larges domaines scien-tifiques. Ces observations sont publiques, c’est à dire qu’elles sont mises à la disposition de la communauté scientifique, sans contrainte particulière. Le relevé public servira ainsi à un grand nombre de scientifiques pour l’étude de sujets variés. Je me placerais ici dans le cadre qui nous concerne, à sa-voir l’étude statistique de l’évolution des populations de galaxies. Cette étude nécessite des échantillons de galaxies :

- à grand redshift, pour remonter tôt dans l’histoire de la formation des

galaxies. Il faut alors réaliser des relevés profonds qui permettent d’observer des objets lointains, très faiblement lumineux ;

- de grande taille, pour améliorer la précision des mesures et pour quan-tifier l’évolution des différentes populations selon leurs propriétés (il faut par exemple avoir échantillonné des environnements différents). De plus les obser-vations doivent être réalisées sur de grands champs de vue dans différentes directions pour limiter les effets de la variation champ à champ (par exemple, certains champs peuvent contenir des régions sous-denses ou sur-denses par rapport à la moyenne).

Pour tout relevé, un compromis doit être trouvé entre la taille du champ observé et sa profondeur, car le temps d’observation sur un télescope est tou-jours limité et coûteux.

Il existe deux grandes stratégies pour mener à bien des relevés de galaxies. Les relevés spectroscopiques qui permettent d’observer le spectre des ga-laxies avec une grande précision. Ils sont efficaces pour obtenir des informa-tions précises sur chaque galaxie (redshift et autres propriétés comme par

CHAPITRE 3. LES GRANDS RELEVÉS SPECTRO-PHOTOMÉTRIQUES 29 exemple la cinématique ou le contenu en métaux). Pour cela, ils nécessitent un long temps d’exposition pour chaque galaxie et ce temps est d’autant plus long que le flux reçu est faible. L’apparition des spectrographes multi-objets a permis d’obtenir les spectres de plusieurs galaxies, voire de quelques cen-taines de galaxies à la fois pour les instruments les plus performants, mais cela reste encore limité comparé à l’imagerie simple.

Les relevés photométriques utilisent quant à eux, des filtres larges bandes pour observer un champ du ciel. Ils sont généralement multi-couleurs et per-mettent d’obtenir les magnitudes et les couleurs de chaque galaxie du champ observé. A temps de pose égal, un relevé photométrique fournit des infor-mations sur un plus grand nombre de galaxies et atteint des objets de plus faibles magnitudes qu’un relevé spectroscopique. La stratégie des relevés pho-tométriques est adapté à l’étude statistique des populations de galaxies que nous avons entreprise ici. Le prix a payer est une moins bonne détermination du décalage spectral.

Dans cette section nous décrirons la stratégie adoptée par quelques uns des relevés spectroscopiques et photométriques les plus importants réalisés jusqu’à aujourd’hui et nous donnerons les résultats importants obtenus grâce à ces observations. Puis nous nous interesserons au relevé qui est à la base de ce travail : le Canada-France-Hawaii-Telescope Legacy Survey. Nous expli-querons pourquoi il est particulièrement bien adapté à l’étude statistique des propriétés globales des galaxies que nous avons réalisée dans cette thèse.

3.1 Les relevés photométriques profonds

Les relevés photométriques profonds apportent des informations sur la po-sition des objets sur le ciel (astrométrie) ainsi que sur les magnitudes dans dif-férentes bandes du domaine spectral associé à chaque objet. Les relevés pho-tométriques récents sont généralement multi-couleurs, c’est à dire que l’ima-gerie est réalisée dans plusieurs bandes passantes à différentes longueurs d’onde.

La taille du champ exploré dépend du champ de vue de la caméra et de la profondeur à atteindre, pour un temps d’exposition donné. Les premières études profondes étaient limitées en champ de vue à cause de la dimension réduite des caméras, surtout dans l’espace. Ces relevés de type profond à très petit champ (apellés ”Deep pencil-beam survey” en anglais), contiennent peu

de galaxies du fait de la petitesse du volume comobile échantillonné (quelques centaines à quelques milliers d’objets selon les cas). Cependant les observa-tions sont trés profondes c’est à dire qu’elles permettent de détecter des ga-laxies de magnitude extrêmement faible et/ou très lointaines. Ces relevés sont par conséquent adaptés pour remonter tôt dans l’histoire de la formation des galaxies.

La résolution des images des grands télescopes au sol est limitée par la turbulence atmosphérique, qui déforme le front d’onde de la lumière inci-dente. Pour s’affranchir des contraintes liées à l’atmosphère, le mieux est de réaliser les observations depuis l’espace. C’est ainsi qu’en 1990, le Telescope Spatial Hubble (HST) fut mis en orbite avec un miroir de 2.4 mètres de dia-mètre et la caméra WFPC2 (Wide Field Planetary Camera), en remplacement

de la première WFPC défaillante. La caméra optique ACS (Advanced Camera for Surveys) fut ajoutée en 2002 en remplacement de WFPC2. Cette caméra

CHAPITRE 3. LES GRANDS RELEVÉS SPECTRO-PHOTOMÉTRIQUES 30 est aujourd’hui à son tour hors-service, et en attente d’être remplacée par une nouvelle caméra. Le télescope HST est resté pendant des années, l’outil le plus performant pour observer les objets les plus faiblement lumineux grâce à un contraste et une résolution inégalée des images. Ainsi, plusieurs relevés de type ”Deep pencil-beam” ont été effectués avec le HST comme le Great Obser-vatories Origins Deep Survey ainsi que le Hubble Deep Field. Vers 2012, un

nouveau télescope spatial devrait être mis en orbite en remplacement du HST, sous le nom de JWST (James Webb Space Telescope).

3.1.1 Le

Hubble Deep Field

Les relevés du Hubble Deep Field North (HDF-N, Williams et al. 1996 ) et South (HDF-S, Williams et al. 1998 ) (www.stsci.edu/hst/udf/parameter), ont

été effectués sur le HST dans le but d’imager deux champs typiques à haute latitude galactique dans quatre bandes de longueur d’onde, dans des champs de vue de ~4 minutes d’arc carrés, jusqu’à des magnitudes limites de AB ' 28 (avec un rapport signal sur bruit de 10 dans une ouverture de 0.2 seconde d’arc carrés (voir Annexe B pour une description des systèmes photométriques utilisés dans cette thèse)). Le nombre de galaxies observées ne dépasse pas 2500 mais l’échantillon contient des galaxies jusqu’à un redshift d’environ 6,

ce qui correspond à ~7% de l’âge de l’univers.

Grâce à ces observations de haute résolution, la communauté a tenté de contraindre les propriétés photométriques globales des galaxies jusqu’à z~6. Wiegert et al. (2004) ont selectionné un échantillon de 600 objets sur des images U,B,V,I du HDF-South avec I<26.5 et ont determiné leur redshift

pho-tométrique ainsi que leur type spectral. Ils ont mené une étude jusqu’à z~1.4 et ont trouvé que la distribution en couleurs des galaxies est bimodale à tout

redshift, c’est à dire qu’elle se compose de deux populations distinctes de

ga-laxies, l’une bleue et l’autre rouge. Les auteurs suggèrent que la couleur des galaxies reflète leur histoire de formation stellaire et que la présence d’une bimodalité en couleur suppose que les populations ont suivi des chemins évo-lutifs différents dont on voit les traces même à la moitié de l’âge de l’Univers. Ils observent une population rouge à z~2 (5%), ce qui implique que cette popula-tion de galaxies sphéroïdales, était déjà en place à z~1. Mise à part cette étude proche des objectifs de cette thèse, de nombreuses autres études ont été me-nées ces dix dernières anme-nées sur les propriétés des galaxies à grand redshift

grâce aux observations du HDFN et HDFS (Madau, et al. (1996), Fernandez-Soto, Lanzetta & Yahil (1999), Thompson et al. (2001), Lanzetta et al. (2002), Thompson (2003) entre autres).

3.1.2 Le

Great Observatories Origins Deep Survey

Le GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey, Giavalisco et al., 2003 ;)

(www.stsci.edu/science/goods/), allie des observations extrêmement profondes du NASA Great Observatories, des télescopes spatiaux Spitzer, Hubble, Chan-dra et XMM-Newton, et de télescopes puissants au sol, dans le but de sonder l’univers distant jusqu’aux limites les plus faibles et avec le plus large éven-tail de longueur d’onde (optique, proche infra-rouge et X). Ce relevé couvre un total d’environ 320 minutes d’arc carrés dans deux champs centrés sur le Hubble Deep Field North et le Chandra Deep Field South. Ses magnitudes