9.3 Segmentation and labelling examples
10.1.1 The importance of both visual and statistical results . 67
L’observation et l’étude des propriétés des galaxies à différentes époques cosmiques, sont des outils puissants pour tester les prédictions cosmologiques faites dans le cadre du scénario hiérarchique de formation des structures, lié au modèle ΛCDM . Le CFHTLS Deep constitue le relevé de galaxies le plus important et profond à la fois réalisé à ce jour (plus de 1600000 galaxies avec des magnitudes apparentes allant jusqu’à AB~27.5). Nous avons utilisé la méthode photométrique pour calculer les redshifts des galaxies du CFHTLS
Deep. Les redshifts ont été déterminés grâce au logiciel amélioré Hyperz en
utilisant un grand nombre de spectres de références ainsi qu’un large espace des paramètres. La déviation obtenue est de σ(∆z
1+z) = 0.056sur tout l’intervalle de z étudié. Grâce à cet échantillon et à la très bonne qualité des redshifts
obtenus, nous avons pu étudier l’évolution de la relation couleur-magnitude des galaxies, ainsi que le rôle joué par l’environnement avec une excellente statistique.
Nous avons sélectionné pour cela un échantillon sans étoiles, avec une bonne qualité d’ajustement du redshift photométrique et avec un bon rapport
signal sur bruit. Ensuite nous avons limité nos échantillons à la limite de complétude en magnitude absolue dans les filtres u* et r’. Ces échantillons photométriques sont inclus dans un domaine où les zphot montre une qualité homogène, déterminée par une comparaison en aveugle avec un échantillon spectroscopique de contrôle. Au delà de la complétude, l’étude de la couleur (u*-r’) des échantillons n’est pas pertinente. Nous avons étudié la distribution en couleur des galaxies et son évolution en fonction du redshift jusqu’à z~1.3
et en fonction de la magnitude dans le filtre r’ dans l’intervalle −18 < Mr < −23. Nos résultats peuvent se résumer comme suit :
– On observe une forte évolution de la distribution en couleur des galaxies en fonction duredshift et de la luminosité, avec une évolution plus douce
en fonction de la densité locale à luminosité fixée. Un bleuissement global de la population est observé quand les redshift augmentent et que la
luminosité diminue. Les galaxies étaient significativement plus bleues dans le passé. Au moins ~50% des galaxies rouges brillantes étaient déjà en place à z~1.2. Une importante population bleue et brillante apparait à z ≥ 0.8.
– Nous avons confirmé l’apparence bimodale de la distribution en couleur des galaxies trouvée précédemment par d’autres auteurs (Baldry et al.,
CHAPITRE 11. DISCUSSION ET CONCLUSION 136 2006 ; Franzetti et al., 2007) jusqu’au plus haut redshift considéré dans
cette étude. A bas z (z ≤ 0.4), la population rouge se situe préférentiel- lement dans les régions les plus denses, à luminosité fixée, alors que la population bleue domine les régimes de densité les plus faibles et les luminosités les moins brillantes. Il y a un déficit croissant de galaxies brillantes dans les régions les moins denses, et ce déficit augmente avec le redshift et la luminosité.
– En général, les couleurs moyennes des populations rouges et bleues dé- pendent plus de la densité locale que de la luminosité à z ≤ 0.6, et la tendance inverse est observée pour les redshifts z ≥ 0.6. Une exception
est à noter pour les galaxies rouges les plus brillantes (Mr ≤ −22) à z ≤ 0.6, ainsi que pour les galaxies bleues les plus brillantes à z ≥ 1.0, qui pré- sentent un clair bleuissement d’au moins ∆(u∗−r0
) −0.2 entre les régions les moins denses et les plus denses. Cette tendance peut être associée à une activité de formation stellaire qui augmente avec la densité locale. – A z ≤ 0.6, le comportement de la couleur moyenne en fonction de la lu-
minosité et de la densité est particulièrement complexe. Un bleuissement clair est observé pour toute la population à 0.4 ≤ z ≤ 0.6 entre les ré- gions sous-denses et les régions de densité typique des groupes ou des amas (au moins ∆(u ∗ −r0) − 0.2 selon la luminosité), avec une tendance marginale au rougissement pour les galaxies bleues les plus brillantes, quand la densité augmente. Au contraire, la population rouge montre un rougissement global entre les régions sous-denses et sur-denses.
– L’étude préliminaire des masses stellaires des galaxies de notre catalogue nous a permis de suivre la formation globale de la masse stellaire de z~1.2 jusqu’à nos jours pour des objets ayant des masses comprises entre 107 et 1012 masses solaires. Comme on l’attendait, la population bleue domine les intervalles de faibles masses (jusqu’à 109- 1010masses solaires) et la population rouge domine les intervalles de mases les plus élevées. Le changement de population dominante a lieu pour des masses allant de 109.5 à 1010.4 quand le redshift augmente.
– La distribution en masse des galaxies formant des étoiles (Im-SB), montre une forte tendace au downsizing, avec une évolution de leur masse ca-
ractéristique augmentant de 1010.5à 1011.5avec z. La distribution en masse des galaxies de type early type se déplace vers les masses les plus éle-
vées quand z augmente pour atteindre des masses d’environ 1013masses solaires à z~1.2.
– Les galaxies de plus faibles masses sont concentrées surtout dans les régimes de faible densité. Une bonne partie de la population de galaxies avec log(masse) ≥ 10 dans les environnements denses, était déjà en place à z~1.2.
Les données finales obtenues à la fin du relevé du CFHTLS seront encore plus profondes et permettront d’atteindre des populations de galaxies très faible- ment lumineuses. Il sera possible d’étudier l’évolution des galaxies de magni- tudes Mr > −20 à plus grand redshift que ce que nous avons fait dans ce travail.
L’acquisition d’observation infra-rouge dans les champs du CFHTLSD per- mettra de prolonger l’étude jusqu’à des redshifts plus grands que 1.2 et ainsi
de suivre l’évolution des galaxies avec un échantillon inégalé jusqu’au profon- deur du HDF. Ceci sera possible surtout à partir du relevé WIRDS, en cours de réalisation avec la caméra WIRCAM au CFHT.
CHAPITRE 11. DISCUSSION ET CONCLUSION 137 Dans tous les cas, décrire l’évolution des populations de galaxies toujours moins brillantes et toujours plus loin dans le passé, nécessite maintenant une amélioration de notre capacité à déterminer les différentes populations de ga- laxies. Le relevé COSMOS basé sur l’instrument VIMOS du VLT permettra de mieux caractériser le type morphologiques de galaxies ainsi que les relations liant la luminosité et la couleur des galaxies aux conditions locales.
A long terme, les observations fournies par les projets UKIDSS dans l’in- frarouge proche, GALEX dans l’ultraviolet et EDisCS sur les amas, fourniront une base de données inégalées pour retracer l’histoire cosmique et repousser les limites actuelles.
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