4 Instrumentation and method
4.3 Kharkiv Ionospheric Observatory facilities
Le VIMOS VLT Deep Survey (ci-après VVDS), (Le Fèvre et al. 2005) com-
mence à résoudre le problème de manque de galaxies des relevés profonds grâce à l’association de données spectroscopiques et de données photomé- triques multibandes obtenues avec une génération d’instruments plus perfor- mants.
The VVDS (www.oamp.fr/virmos/vvds.htm) est un relevé spectroscopique
de nouvelle génération qui fournira une fois terminé, une vision unique de l’Univers à des redshifts compris entre 0 et 5, grâce aux capacités du spec-
trographe VIMOS. VIMOS est un imageur large champ et un spectrographe multi-objet dans le domaine visible. Sa résolution spectrale est comprise entre ~200-2500. Il peut prendre jusqu’à ~1000 spectres en une seule fois (Le Fevre et al., 2003).
Le VVDS comprend deux étapes principales, le relevé en imagerie dans cinq bandes (UBVRI) et le suivi spectroscopique. Il y a trois parties différentes dans le suivi spectroscopique du VVDS : le relevé “Wide” (IAB ≤22.5 ), le relevé ‘‘Deep” (IAB ≤24.0 ) ainsi que le relevé “Ultra-Deep” (IAB ≤24.75 ). L’état ac- tuel de la mesure des redshifts dans le VVDS est résumé dans le Tableau 3.1.
L’atout principal de ce relevé est qu’il n’y a pas de pré-selection des échan- tillons mais un recensement de tous les objets dans un échantillon unique- ment limité en magnitude apparente.
L’évolution de la fonction de luminosité des galaxies dans differentes bandes a été étudiée avec les données du VVDS de plusieurs manières différentes (e.g. Ilbert et al.,2005 ; Ilbert et al.,2006 et Zucca et al.,2006). Une évolution sub- stantielle de la fonction de luminosité globale à été observée en fonction du
CHAPITRE 3. LES GRANDS RELEVÉS SPECTRO-PHOTOMÉTRIQUES 34
Champ IAB ≤22.5 IAB ≤24.0 IAB ≤24.75
VVDS-0226-04 - ∼14000 (public fin 2006) 1000 (en cours)
VVDS-1000+03 ∼5000 - - VVDS-1400+05 ∼11000 - - VVDS-2217+00 ∼15000 - - ∼10000 (en cours) - - CDFS - ∼1600 (public) - TOTAL ∼35000 ∼15600 ∼1000
TAB. 3.1 – Status actuel des redshifts mesurés dans le VVDS
déjà en place à un redshift de 1, mais la densité par unité de volume de cette
population augmente d’un facteur 2.7 entre les redshift 1 et 0.6.
L’étude de l’évolution de la relation couleur-densité en fonction duredshift
dans le VVDS à été récemment publiée par Cucciati et al. (2006). La relation couleur-densité montre d’importants changements en fonction du redshift. A
basredshift la fraction de la population la plus rouge d’une luminosité donnée
augmente quand la densité augmente. Cette tendance disparait progressive- ment pour des intervalles de redshift plus élevés.
La relation couleur-magnitude montre une distribution en couleur bimo- dale dans tous les régimes environnementaux jusqu’à z~1.5 . La bimodalité n’est pas universelle mais très dépendante de la luminosité et de l’environ- nement. L’activité de formation stellaire se décale progressivement vers les galaxies les moins lumineuses des environnements peu denses quand le red- shift diminue. Ce comportement est cohérent avec le phénomène de réduction
de masse caractéristique des galaxies ayant une formation stellaire active (ou
downsizing en anglais).
Le regroupement des galaxies en amas est un des diagnostics les plus im- portants de l’évolution des galaxies à travers les temps cosmiques. L’échan- tillon du VVDS est particulièrement bien adapté pour étudier des volumes suffisemment larges à différentes époques, pour différents types de galaxies. Les galaxies de type précoce sont plus fortement rassemblées que les types tardifs (Meneux et al.,2006). D’un autre côté, au redshift z~1, les galaxies les
plus lumineuses sont plus rassemblées en amas que les galaxies moins lumi- neuses (Pollo et al., 2006). C’est une indication qu’à cesredshifts, les galaxies
les plus évoluées étaient déjà dans des régions extrêmement denses.
Pour finir et comme nous le verrons dans la partie suivante, l’échantillon que nous avons étudié dans cette thèse à l’aide des redshifts photométriques
permet de compléter celui publié par le VVDS. En effet, notre échantillon nous à permis d’étendre les résultats sur un plus grand volume d’Univers, avec un nombre de galaxies plus important et jusqu’à des limites plus faibles en ma- gnitude. Nous pouvons donc attendre des résultats plus robustes sur les pro- priétés des galaxies en fonction de l’environnement. L’unique inconvénient de la méthode photométrique est qu’elle fournit une détermination moins précise desredshifts des galaxies, ce qui limite certains aspects de l’étude, qui restera
essentiellement statistique.
Pour terminer ce chapitre sur les grands relevés de galaxie, nous rappellons qu’il existe aujourd’hui d’autres relevés ayant des objectifs similaires à ceux du VVDS. Nous pouvons citer le DEEP (Deep Extragalactic Evolutionary Probe)
CHAPITRE 3. LES GRANDS RELEVÉS SPECTRO-PHOTOMÉTRIQUES 35 de galaxies faiblement lumineuses et ayant pour but d’étudier l’évolution des galaxies ainsi que les structures à grande échelle de l’Univers jusqu’à z~1. Ce projet est constitué en deux parties. La première partie (DEEP1) est un projet pilote de petite envergure contenant environ 1000 galaxies, réalisé avec le spectrographe LRIS sur le télescope Keck 1. La seconde partie est un relevé d’environ 65000 galaxies distantes de redshift compris entre 0<z<1.4, réalisé
grâce au spectrographe DEIMOS sur le télescope Keck2. La troisième série de donnée rendue publique récemment, comporte la photométrie, les redshifts
ainsi que les spectres des galaxies pour les quatres champs du relevé. Ces champs se situent sur des régions couvertes par le SDSS ainsi que par le relevé Groth Survey Strip réalisé avec la caméra du WFPC2S du HST (Groth et
al. 1994). Plus loin, nous utiliserons les redshifts spectroscopiques du relevé
DEEP pour contrôler la précision de nos redshifts photométriques.
Enfin, le relevé COSMOS (Cosmological Evolution Survey) (Scoville et al.,
2006) commencé en 2004, couvrira 2 degrés carré et sera effectué par les plus grands télescopes spaciaux actuellement en service (Hubble, Spitzer, GA- LEX, XMM et Chandra) ainsi que par de grands télescopes au sol (Subaru, VLA, ESO-VLT, UKIRT, NOAO, CFHT etc.). Ce relevé est prévu pour détecter environ 2 millions de galaxies avec I(AB)>27 et couvrant 75% de l’âge de l’Uni- vers. Le but principal de COSMOS est d’étudier les relations entre les grandes structures de l’Univers et la formation des galaxies, la matière noire ainsi que l’activité des noyaux de galaxie. Cela inclue une analyse détaillée du rôle de l’environnement sur l’évolution des galaxies.
Deuxième partie
Les données
37
Introduction
Nous avons vu précédemment, que pour étudier correctement les proprié- tés des populations de galaxies, il nous faut disposer d’un échantillon observé sur un grand champ de vue et jusqu’à des profondeurs suffisantes pour pous- ser l’étude à desredshifts élevés et jusqu’à des luminosités faibles. Nous avonségalement vu qu’il existe des relevés en cours très performants (SDSS, VVDS) grâce auxquels la communauté commence à obtenir d’importants résultats sur l’évolution des propriétés des galaxies, dans les limites propres à chacun de ces relevés.
Dans cette thèse nous avons utilisé les observations du Canada-France- Hawaii Legacy Survey (CFHTLS) dont nous détaillerons les caractéristiques
dans cette deuxième partie. Nous expliquerons pourquoi ces observations sont particulièrement bien adaptées à l’étude que nous voulons mener dans cette thèse.
Chapitre 4
Le
CFHT Legacy Survey
Nous disposons pour le moment d’un relevé assez complet pour permettre une étude pertinente de l’univers local, grâce aux observations du SDSS. Nous nous y référerons d’ailleurs dans la suite pour comparer nos résultats. Le relevé que nous avons utilisé est celui qui à l’heure actuelle, fournit le plus grand champ de vue allié à une profondeur similaire à celle du HDF.
Le Canada et la France ont mis en commun une grande partie de leur temps de télescope de 3.5 mètres du CFHT pour réaliser un projet de grande envergure : Le Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS, http : //www.cf ht.hawaii.edu/Science/CF HT LS). Il s’agit d’une entreprise majeure en- core en cours actuellement : plus de 450 nuits sur 5 ans ont été dévouées à ce projet utilisant l’imageur large champ MegaPrime équipée de MegaCam, une caméra composée d’une mosaïque de 36 CCDs (charged-coupled device),
capable d’obtenir des images sur un champ de vue d’un degré carré. En aug- mentant la taille physique du détecteur grâce aux mosaïques de CCDs, on augmente le champ de vue observé par le télescope et on peut réaliser des relevés photométriques à la fois étendus et profonds.
Le CFHTLS comprend trois grands relevés allant de l’observation du sys- tème solaire jusqu’à l’Univers lointain : le Very Wide, le Wide et le Deep. Nous
en donnons une description ci-dessous.
Dans la suite les magnitudes limites sont données pour la détection d’une source ponctuelle à 5 sigmas dans une ouverture de 1.16”, avec un seeing
moyen de 0.8”. Toutes les magnitudes dans ce chapitre seront données dans le système AB (voir Annexe B).
4.1 Le
Very Wide survey : CFHTLS-VW
Couvrant une large fraction du plan de l’écliptique dans une bande de +/- 2 degrés, pour une aire totale de 410 degrés carrés, ce relevé fournira un échantillon sans précedent de la population d’objets du système solaire situés au délà de Neptune. Ces données permettront de discuter les modèles actuels utilisés pour expliquer la formation du système solaire. Le CFHTLS-VW est conduit dans 3 couleurs (g’/r’/i’) pour créer un grand échantillon de données stellaires avec des images beaucoup plus profondes et de meilleure qualité que celles du SDSS, dans le but d’étudier les populations stellaires ainsi que les structures de notre Galaxie.
Le Tableau 4.1 résume les profondeurs limites attendues sur chaque pointé du CFHTLS-VW.
CHAPITRE 4. LE CFHT LEGACY SURVEY 39
Very Wide Aire (deg x deg) Filtre Profondeur limite Stratégie d’ob-servation
Ecliptique 410 r’ 25.0 Optimisé pourla détection des KBO*
g’ 25.5 2 époques eng’,
i’ 24.4 Suivipartiel des KBOinterne
TAB. 4.1 – Very Wide - Il sera réalisé un pointé unique par champ.
On donne les profondeurs limites attendues sur chaque pointé du CFHTLS- VW dans les trois filtres. *KBO signifie : Kuiper Belt Object.