6 Results
6.4 The main results of investigation using physical model SAMI3
Lorsque l’on observe un échantillon de galaxies, il faut tenir compte des limitations photométriques inhérentes à l’instrument utilisé. C’est à dire que si nous recevons de la galaxie un flux lumineux inférieur au seuil de détection de l’instrument, elle ne sera pas détectée. Il faut donc tenir compte du fait qu’au dessus d’une certaine magnitude apparente mmax , on ”perd” des galaxies, on dit alors que l’échantillon n’est plus complet. Plus les galaxies que l’on observe sont éloignées et plus le flux reçu sera faible. Il faudra donc plus de temps d’observation dans le filtre donné pour détecter les galaxies les moins lumineuses.
La limite de détection dans le repère propre des galaxies dépend du seuil de détection de l’instrument mais aussi du redshift, du filtre choisi et du type
d’objet observé. Donc, au lieu de définir un échantillon limité en magnitude apparente, il faudrait plutôt le limiter en magnitude absolue. Les magnitudes apparentes limites et de complétudes ont été comparées dans le chapitre pré- cédent. Nous nous attacherons donc ici à la complétude en magnitude abso- lue. Un échantillon complet sera par conséquent défini par les galaxies ayant un resdhift compris entre zmin et zmax qui sont les limites en volume choisies et ayant des magnitudes absolues inférieures à la magnitude limite de com- plétude dans cet intervalle de redshift.
Pour déterminer la magnitude limite de complétude d’un échantillon dans un filtre donné et dans un intervalle de redshift donné, on utilise la même
définition que pour les magnitudes apparentes, basée sur l’histogramme cu- mulé (chapitre 4.3). Cette valeur est similaire à la moyenne (par type) obtenue en rapportant la magnitude apparente de complétude dans le filtre qui ”voit” la bande qui nous interesse dans le repère propre. On détermine ainsi les magnitudes limites de complétude de notre échantillon total par intervalle de
redshift dans deux filtres : le filtre u* qui trace plutôt les galaxies bleues à for-
mation active d’étoiles ainsi que le filtre r’, plutôt sensible aux galaxies rouges peu actives.
On décide de sélectionner nos échantillons en magnitude r’ au repos des galaxies. Ici le filtre r’ est optimal car il permet de suivre un maximum de galaxies dans l’intervalle de redshift étudié ici (entre 0 et 1.2). Cependant il
trace préférentiellement la masse stellaire présente à l’interieur des galaxies. Les quatres champs ont des limites de complétude assez homogènes en fonction du redshift (cf Figure 8.4 et 8.5). Bienqu’il existe quelques petites
différences champ à champ, on décide de regrouper les quatres champs en un catalogue unique. C’est ce catalogue global que nous étudierons dans toute la suite.
Nous pourrons ainsi étudier l’évolution de la couleur (u*-r’) des galaxies dans leur repère propre, c’est à dire u ∗ −r0 ≡ M
u− Mr. Le Tableau 8.1 donne les magnitudes limites absolues obtenues dans les filtres u* et r’, pour les échantillons découpés en intervalle de 0.2 en redshift, jusqu’à z ∼ 1.2 . On
étudiera préférentiellement les échantillons de galaxies qui sont complets dans tous les intervalles de redshift.
CHAPITRE 8. SÉLECTION DE L’ÉCHANTILLON À ÉTUDIER 88
M
r 1Number counts
0 < z < 0.2 0.2 < z < 0.4 0.4 < z < 0.6 0.8 < z < 1 1 < z < 1.2 0.6 < z < 0.8FIG. 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 re- présente la limite de complétude de l’échantillon.
CHAPITRE 8. SÉLECTION DE L’ÉCHANTILLON À ÉTUDIER 89 Magnitude limite Mu Magnitude limite Mr0
0<z<0.2 -14 -15 0.2<z<0.4 -15 -16 0.4<z<0.6 -16 -17 0.6<z<0.8 -17 -18 0.8<z<1 -17 -19 1<z<1.2 -19 -20
TAB. 8.1 – Magnitudes limites des échantillons obtenues dans les filtres u* et
r’
M
u 1Number counts
0 < z < 0.2 0.2 < z < 0.4 0.4 < z < 0.6 0.6 < z < 0.8 0.8 < z < 1 1 < z < 1.2FIG. 8.5 – Distribution en magnitude absolue dans le filtre u* pour chaque
champ du CFHTLSD (même légende que précédement). La ligne verticale re- présente la limite de complétude de l’échantillon.
Pour étudier l’évolution de la couleur (u*-r’) des galaxies en fonction du
redshift et de la densité locale, il nous faut sélectionner des échantillons qui
soient complets à la fois en bande u* et en bande r’, et pour lesquels on est sûr de ne pas avoir perdu une partie de la population qui nous interesse par effet d’incomplétude. Pour effectuer cette sélection on utilise le diagramme couleur-
CHAPITRE 8. SÉLECTION DE L’ÉCHANTILLON À ÉTUDIER 90
FIG. 8.6 – Diagramme couleur (u*-r’) - magnitude, montrant le critère adopté
pour sélectionner des échantillons complets pour les six intervalles de red- shit. 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.
CHAPITRE 8. SÉLECTION DE L’ÉCHANTILLON À ÉTUDIER 91 zphot [0.0,0.2] [0.2,0.4] [0.4,0.6] [0.6,0.8] [0.8,1.0 [1.0,1.2]
Mr ≤ -17 -18 -19 -20 -20 -22
TAB. 8.2 – Magnitude absolue limite en r’ définissant nos échantillons com-
plets en u* et en r’ par intervalle de redshift.
magnitude dans chaque intervalle de redshift ainsi que les magnitudes de
complétude déterminées précedemment dans ces deux filtres.
Le diagramme couleur-magnitude place les galaxies sur un plan en fonc- tion de leur couleur (u*-r’) et de leur magnitude absolue en r’ (cf. Figure 8.6). Connaissant la magnitude de complétude en u*, on peut tracer la droite (u*-r’) en fonction de r’, au dessous de laquelle notre echantillon est complet (ligne en trait plein sur la Figure 8.6). Ensuite on sélectionne différents échantillons en magnitude r’ de telle façon que la magnitude limite u* nous permettent d’atteindre les objets rouges tels que (u ∗ −r0) ≤ 3 soit M
r ≤ Mu(limite) − 3. Cette couleur est nettement plus rouge que la couleur des elliptiques nor- males observées dans l’univers local, ou bien des galaxies à sursaut de forma- tion stellaire extrêmement rougies. Les galaxies sélectionnées sont comprises à l’interieur du rectangle en pointillé sur la Figure 8.6. Les magnitudes limites finales de nos échantillons complets en u* et r’ sont données dans le Tableau 8.2. L’échantillon complet sélectionné de cette façon contient environ 0.8 mil- lion de galaxies distribuées sur six intervalles de redshift. Il est à noter que
ces magnitudes limites en Mr correspondent à i0 24 dans tous l’intervalle de z ∼ 0 à 1.2, un domaine de magnitude où la bonne qualité des zphot a été prouvée par l’échantillon spectroscopique de contrôle.
Notons également que nous aurions pu sélectionner nos échantillons en magnitude u* et nous aurions ainsi préférentiellement suivi l’évolution des galaxies bleues à formation d’étoiles.
Chapitre 9
Evolution de la distribution en
couleur des galaxies
Cette section présente les résultats concernant la distribution en couleur des galaxies en fonction du redshift, de la luminosité et de la densité locale,
obtenus grâce à l’analyse des échantillons complets en magnitude Mu et en Mr définis dans la section précédente.
Nous avons commencé à observer les tendances décrites ci-après dès l’étude de la version T01 des données. Nous montrons ici les résultats obtenus pour la version T03 des données. Le catalogue est plus profond et plus important que dans les versions précédentes, il y a moins d’erreurs photométriques et les tendances sont plus propres et précises.
9.1 Distribution en couleur
Grâce à nos échantillons complets par intervalle de redshift, on dispose de
toutes les données pour tracer la distribution en couleur (u∗− r0) des galaxies dans leur référentiel propre, en fonction de leur luminosité et par intervalle de
redshift.
La distribution en couleur est donnée par intervalle de 0.2 en redshift de
z=0 jusqu’à 1.2 ainsi que par intervalle de 1 magnitude absolue dans le filtre r’, de -18 jusqu’à -23 (AB) (Figure 9.1) . Elle est donnée en densité de galaxies (10−3 galaxies par Mpc−3) en fonction de la couleur (u∗− r0), pour tous les inter- valles où l’échantillon est complet. La distribution des galaxies de l’intervalle z=0.2-0.4 est superposée à tous les autres diagrammes pour permettre une comparaison.
On observe dans un premier temps que cette distribution est bimodale jus- qu’à z ∼ 1.2, c’est à dire qu’elle présente deux pics distincts. Un des pics a une couleur plutôt rouge avec (u∗− r0) ∼ 2 . L’autre pic se situe dans les couleurs plutôt bleues (u∗− r0) ∼ 1. De plus, la position de ces pics évoluent avec le red- shift. Il existe donc deux grandes populations de galaxies dans l’échantillon,
comme cela a été observé précedemment avec les grands relevés de galaxies : dans l’Univers local avec les données du SDSS (Strateva et al., 2001 ; Baldry et al., 2004 ; Balogh et al., 2004) ; jusqu’à z ∼ 1 avec le relevé COMBO-17 (Weiner et al.,2005) et jusqu’à z ∼ 2 avec le relevé VVDS (Franzetti et al., 2006).
La principale tendance observée dans la distribution en couleur est un bleuissement global des deux populations quand le redshift augmente. Les
galaxies étaient significativement plus bleues dans le passé. Cela implique
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES93 qu’elles contenaient une population stellaire plus jeune, et/ou qu’elles for- maient plus d’étoiles dans le passé.
Pour quantifier plus finement les tendances observées dans la distribution en couleur des galaxies, nous définissons deux populations selon leur couleur (u∗− r0). Nous appellerons population rouge, les galaxies pour lesquelles (u∗− r)0 ≥ 1.3 et population bleue, les galaxies pour lesquelles (u∗− r0) < 1.3 . Cette limite correspond à la couleur d’une galaxie de type spirale Sbc dans l’Univers local et elle sépare proprement les deux pics dans la Figure 9.1.
On a calculé l’évolution de la couleur moyenne de ces deux populations en fonction du temps et on a observé le rôle joué par la luminosité. Les Tableaux 9.1 et 9.2 pour les deux populations comportent :
- le pourcentage d’objets de la population (bleue ou rouge) par rapport au nombre total de galaxies dans l’intervalle donné,
- la couleur moyenne de la population dans cet intervalle.
Les différents intervalles en redshift et en magnitude ont une assez bonne statistique, c’est à dire qu’ils contiennent de quelques milliers à quelques di- zaines de milliers d’objets chacun, excepté pour trois intervalles situés à faible redshift 0 < z < 0.4 et avec des magnitudes brillantes −21 < Mr < −23, re- présentés par une police de caractère en italique dans les Tableaux. On s’y attendait car le volume comobile échantillonné à bas redshift est trop petit pour observer suffisamment de galaxies dans l’extrême le plus lumineux de la fonction de luminosité. Les tendances dans ces intervalles sont à examiner avec précaution.
Les Tableaux 9.1 et 9.2 résument l’évolution observée en termes de pour- centage et de couleur, sur tout l’intervalle de redshift pour chaque magnitude donnée, et sur tout l’intervalle de magnitude pour chaqueredshift donné dans lesquels l’échantillon est complet. Les intervalles non complets sont notés avec une police de caractère fine. Les intervalles complets sont notés en gras. Population rouge :
– Evolution en fonction du redshift :
On observe un léger beuissement de la couleur moyenne de la population rouge quand le redshift augmente. Le bleuissement maximum observé avec z
est de ∆(u ∗ −r0) ' 0.18 pour les magnitudes comprises entre −22 < M
r < −21. – Evolution en fonction de la magnitude :
La couleur moyenne du pic rouge montre un léger bleuissement quand la ma- gnitude augmente, pour chaque intervalle deredshift. La plus grande variation
avec la magnitude est observée pour z ≤ 0.4 avec ∆(u ∗ −r0) ' 0.1.
Concernant la proportion de la population rouge par rapport à la popula- tion totale, on remarque qu’elle domine tout le coin en bas à gauche du Ta- bleau (pourcentages en rouge), c’est à dire pour les luminosités élevées ainsi que les redshifts faibles.
Population bleue :
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES94
M
r
1[−20,−19]
[−21,−20]
[−22,−21]
[−23,−22]
0<z<0.2
0.2<z<0.4
0.8<z<1
(u−r)
(u−r)
(u−r)
(u−r)
Lr
[−19,−18]
0.6<z<0.8
0.4<z<0.6
1<z<1.2
Number density
FIG. 9.1 – Densité de galaxies ( exprimée en 10−3galaxies par Mpc−3) en fonc- tion de la couleur au repos (u-r). L’évolution de cette relation est présentée en fonction du redshift et de la luminosité, quand l’échantillon est complet. On a
superposé la distribution de galaxies de l’intervalle 0.2<z<0.4 à tous les dia- grammes pour permettre une comparaison directe entre bas et haut redshift.
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES95 [0,0.2] [0.2,0.4] [0.4,0.6] [0.6,0.8] [0.8,1] [1,1.2] Evolution [-19,-18] 42%1.82 30%1.78 20%1.80 13%1.61 1.547% 1.472% -0.04-12% [-20,-19] 54%1.84 45%1.83 30%1.90 20%1.69 15%1.62 1.6214% -0.06-24% [-21,-20] 72%1.86 64%1.83 50%1.93 36%1.79 20%1.67 1.7633% -0.11-52% [-22,-21] 1.9078% 79%1.84 73%1.91 56%1.85 37%1.72 1.7628% -0.18-41% [-23,-22] 1.9466% 1.8983% 89%1.88 71%1.86 57%1.74 52%1.79 -0.15-37% Evolution +0.12+24% +0.11+53% +59%-0.02 +0.07+35% +0.07+37%
TAB. 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 population rouge. Evolution de la couleur et du pourcentage de la population rouge en fonction du redshift z (par rapport au premier intervalle à z = [0, 0.2]) et de la lumi-
nosité 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). [0,0.2] [0.2,0.4] [0.4,0.6] [0.6,0.8] [0.8,1] [1,1.2] Evolution [-19,-18] 0.92 0.9 0.75 0.62 0.49 0.35 -0.02 [-20,-19] 0.97 0.96 0.8 0.78 0.66 0.54 -0.17 [-21,-20] 0.99 1.03 0.84 0.86 0.76 0.67 -0.23 [-22,-21] 0.90 1.06 0.90 0.96 0.85 0.78 -0.05 [-23,-22] 0.73 0.99 1.02 1.05 0.98 0.94 +0.21 Evolution -0.19 +0.09 +0.22 +0.19 +0.22
TAB. 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
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES96 On observe une évolution de la couleur moyenne de la population bleue quand le redshift augmente. Le bleuissement maximal avec le redshift est observé
pour des magnitudes comprises entre −21 < Mr < −20 avec ∆(u ∗ −r0) ' 0.23 . Pour les autres intervalles de magnitude le bleuissement est en général supé- rieur à celui de la population rouge.
La population bleue domine l’échantillon à z~0.8-1.2 dans quasiment tous les intervalles de luminosité.
– Evolution en fonction de la magnitude :
La couleur du pic bleu montre une évolution importante avec la magnitude. Le bleuissement maximal est observé pour l’intervalle de redshift compris entre
0.4 < z < 1. avec∆(u ∗ −r0) ' 0.20 . Le bleuissement commence à devenir impor- tant dés z=0.4.
Evidemment, la proportion de la population bleue est inverse à celle de la population rouge. La population bleue domine donc plutôt les magnitudes faibles ainsi que les redshift élevés (voir pourcentage bleu dans le Tableau
9.1).
Inversion de population : L’évolution de la fraction de galaxies rouges et bleues est montrée sur la Figure 9.2. Sur cette figure les barres d’erreur sont calculées en considérant un bruit statistique de Poisson. Dans la plupart des intervalles, les barres d’erreur sont assez petites pour être confondues avec le symbole. Nous disposons donc bien d’échantillons assez grands pour ob- tenir des résultats statistiquement significatifs sur la distribution en couleur des galaxies. La seule exception concerne toujours les magnitudes brillantes (−21 < Mr < −23) du premier intervalle de redshift (0 < z < 0.2). Dans ce domaine de magnitude, l’échantillon ne contient pas assez de galaxies car le volume échantillonné entre 0 < z < 0.2 est trop petit.
Nous avons tracé sur chaque graphique par intervalle de redshift de la fi-
gure 9.2, la proportion des populations pour toutes les magnitudes de -18 jus- qu’à -23. Encore une fois, nous devons avoir à l’esprit que notre échantillon n’est pas complet sur tout le domaine de magnitude et la limite de complé- tude est représentée par les traits verticaux pour chaque intervalle deredshift.
Notre échantillon est complet du côté gauche de cette ligne, vers les magni- tudes brillantes.
Cette figure nous montre les même tendances que celles observées en Fi- gure 9.1 mais elle nous permet également de quantifier l’inversion de popula- tion qui a lieu lorsque la population bleue devient dominante par rapport à la population rouge (au croisement des deux courbes). Cette inversion de la po- pulation dominante se produit pour des luminosités de plus en plus brillantes quand le redshift augmente : la magnitude d’inversion diminue de -19 à -22
entre 0 < z < 1.2.
Pour les luminosités les plus brillantes (Mr < −21), la population rouge représente environ 80% de l’échantillon total dans l’Univers proche (z ≤ 0.6), puis elle chute à environ 60% pour des redshifts entre 0.6 < z < 1 pour ne
représenter plus que 40% de l’échantillon à z>1. Evidemment, la fraction de la population bleue montre un comportement exactement inverse. Les galaxies brillantes étaient significativement plus bleues dans le passé. L’activité de for- mation stellaire s’est déplacée vers les galaxies de luminosités de plus en plus faibles quand z diminue.
Remarque : on a vu que la population rouge brillante représente la moitié de l’échantillon total à 1.<z<1.2. Cela ne signifie pas que 50% des galaxies rouges
CHAPITRE 9. EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION EN COULEUR DES GALAXIES97 et brillantes de l’univers local étaient déjà formées à cette époque. En effet, si on considère une simple évolution passive des galaxies rouges, alors celles-ci voient leur luminosité diminuer avec le temps, du simple fait du viellissement des étoiles. Par conséquent les galaxies avec Mr ∼ −23 à z~1.2 se retrouveront dans l’intervalle de luminosité entre [-21,-20] dans l’Univers local.
0.0 < z ≤ 0.2
0.2 < z ≤ 0.4
0.4 < z ≤ 0.6
0.6 < z ≤ 0.8
0.8 < z ≤ 1.0
1.0 < z ≤ 1.2
M
r1
Proportion of the two populations
FIG. 9.2 – Evolution dans le temps de la proportion des populations de galaxies
bleues ( trait en pointillés) et rouges (trait plein) en fonction de la magnitude absolue Mr . Les lignes verticales représentent les limites de complétude en Mr des intervalles deredshifts considérés.