Caractérisation des populations de galaxies lointaines

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Caractérisation des populations de galaxies lointaines

Nous avons passé en revue dans la section 1.2 les divers moyens de détection des galaxies à grand redshift impliquant de près ou de loin l’émission Ly, preuve s’il en est, de l’importance que prend la raie Ly dans cette mission d’exploration de l’Univers lointain. Chaque technique de détection donne néanmoins lieu à une classe de galaxies probablement différente, et un important effort est désormais nécessaire pour connecter ou différencier ces catégories si l’on veut obtenir une image globale de l’Univers jeune. Plus précisément, est ce que les différences observées dans les propriétés de ces galaxies découlent naturellement d’un effet de sélection dû à la technique de détection, auquel cas elles feraient toutes partie d’une seule et même population parente ; ou bien reflètent-elles des populations réellement différentes ?
Cette interrogation est devenue un sujet très discuté en ce moment au sein de la communauté, et concerne particulièrement les deux classes dominantes ici, à savoir les LAEs et les LBGs.
Une bonne illustration des biais que peut introduire la méthode de sélection serait celle des LAEs. L’emploi de filtre étroit permet de sélectionner des objets jusqu’à des limites très basses en flux du continuum UV puisque la seule chose qui importe est l’émission Ly, contrairement à la technique avec bandes larges qui est tributaire d’un continu assez brillant afin de pouvoir détecter de façon sûre une éventuelle discontinuité de Lyman. L’inconvénient du filtre étroit est la gamme de redshift très restreint auquel elle donne accès, et il faut alors observer des champs plus larges que les Lyman Break, pour sonder le même volume. Mais cette technique permet néanmoins d’atteindre l’extrémité à faible luminosité de la fonction de luminosité (LF, cf. Sect. 1.3.3) inaccessible aux LBGs et de déceler des phénomènes d’agglomération des sources à un redshift donné (“clustering” cf. Sect. 1.3.6).
Ce qui fait en fait la force de la méthode à filtre étroit fait également sa faiblesse, puisque la détection de candidats LAEs est conditionnée par un seuil en flux afin d’avoir une largeur équivalente suffisante (typiquement EWLyα > 20 Å). De fait, la distribution des largeurs équivalentes Ly des LBGs (sélectionnées à l’origine sur la base de leur continu UV) montre, qu’avec une sensibilité typique des instruments au sol, une petite fraction seulement serait détectée dans les sondage par bande étroite (Steidel et al. 2000; Shapley et al. 2003). Et si l’on regarde le bon coté des choses, les deux méthodes sont finalement très complémentaires, au sens de la détection, puisqu’à titre d’exemple, les galaxies à très grand redshift sont très peu lumineuses et passent inaperçues aux observations du continu, et seule une forte émission Ly est identifiable. Il est très important aujourd’hui d’analyser les propriétés de l’émission Ly dans les galaxies LBGs et les possibles corrélations avec les propriétés du continu. Ce genre d’efforts est actuellement entrepris par plusieurs groupes, mais reste encore marginal en ce qui concerne les propriétés physiques des LAEs, notamment leur distribution d’énergie spectrale dont la modélisation souffre cruellement du manque de données observationnelles à cause de leur continu généralement faible. Par exemple, la masse des LAEs reste encore très incertaine : Pirzkal et al. (2006) trouvent une masse stellaire de M⋆ ∼ (106−108)M⊙ à z ∼ 5 quand Lai et al. (2007) trouvent une valeur La raie Ly : un outil cosmologique bien supérieure M⋆ ∼ (109 − 1010)M⊙ à z ∼ 5.7. De la même façon, la contribution des LAEs à la densité de formation stellaire7 (SFRD) est en débat et semble évoluer avec le redshift. Pour Taniguchi et al. (2005) les LAEs ont une contribution au SFRD jusqu’à 10% de celle des LBGs à z ∼ 5 − 6.5, et Shimasaku et al. (2006) arrivent à une valeur de SFRD(LAE) ∼ 30% SFR(LBG) à z ∼ 6. D’un autre coté, un certain croisement est aussi observé entre les propriétés physiques de ces deux populations, comme les couleurs ou les magnitudes (Gawiser et al. 2006; Gronwall et al. 2007; Nilsson et al. 2007; Ouchi et al. 2008b; Lai et al. 2008). Shimasaku et al. (2006) trouvent une densité spatiale et une fonction de luminosité communes aux LAEs et LBGs. Le degré de clustering à z ∼ 3 et 4.5 semble aussi être identique pour ces objets (Adelberger et al. 2005; Gawiser et al. 2007).

L’époque de la réionisation dévoilée par Ly

La raie d’émission Ly ainsi que la population d’émetteurs Ly constituent un outil observationnel très précieux pour explorer l’histoire de la réionisation cosmologique de l’Univers. L’étude de l’évolution de LF(Ly) avec le redshift est en effet une bonne alternative à l’observation des quasars pour détecter l’effet Gunn-Peterson11 (Fan et al. 2002).
Après la recombinaison, l’Univers est supposé “opaque” jusqu’à la formation des premiers objets qui vont émettre suffisamment de photons énergétiques pour ioniser l’hydrogène neutre de l’IGM responsable de cette période obscure (dark ages).
C’est la période de réionisation. On a cependant toujours pas identifié clairement les sources de la réionisation et encore moins la chronologie précise de ce processus.
Les dernières données de WMAP5 situent la réionisation à z ∼ 8 − 15 tandis que les études basées sur la forêt Ly la placent à z ∼ 9−10. La découverte de quasars à z > 6 indique également que l’univers devait déjà être partiellement ionisé.
L’utilisation de LF(Ly) est basée sur le fait que les photons Ly sont extrêmement sensibles à l’hydrogène neutre et vont, de ce fait, subir une atténuation à travers l’IGM. Cette atténuation sera proportionnelle à la fraction d’ionisation de l’IGM xHi. Cela va se traduire par une évolution apparente de la fonction de luminosité Ly, et connaissant sa forme intrinsèque on pourra en déduire xHi. En pratique on observe LF(Ly) à des redshifts de plus en plus grands et on guette sa décroissance lorsqu’on atteint l’époque de la réionisation, en supposant évidemment qu’il n’y pas une évolution physique propre des LAEs pendant ce temps. Il faut tout de même garder en tête que plusieurs effets peuvent contribuer à la modification de LF(Ly) comme le transfert radiatif de Ly (cf. Sect. 1.6), les erreurs statistiques pour la partie brillante, et l’incomplétude pour la partie faible etc. Dans leur sondage LALA (Large Array Ly), Malhotra & Rhoads (2004) n’ont trouvé aucune différence significative de la fonction de luminosité des émetteurs Ly entre z ∼ 5.7 et z ∼ 6.5, concluant que la réionisation était déjà complète à z ∼ 6.5.
Ouchi et al. (2003) arrivent à la même conclusion pour les LAEs entre z ∼ 3.4 et z ∼ 4.8. Les observations de van Breukelen et al. (2005) et Shimasaku et al. (2006) ne donnent pas non plus de résultat positif quant à l’évolution de LF(Ly) entre z ∼ 3.4 et z ∼ 5.7, et entre z ∼ 4.5 et z ∼ 5.7 respectivement. Kashikawa et al. (2006) trouvent quant à eux une évolution d’un facteur 2 de la fonction de luminosité Ly dans son extrémité brillante entre z ∼ 4.5 et z ∼ 5.7 (cf. Fig .1.11) et affirment que la réionisation n’est peut être pas complète à z ∼ 6.5, même si la variance cosmique ou les effets d’expansion peuvent être à l’origine de cette disparité (Dijkstra et al. 2007). On a désormais, clairement besoin d’un plus grand échantillon de galaxies LAEs à très grand redshift pour espérer améliorer ces contraintes sur l’époque de réionisation.

Le mystère des “Blobs” Ly

Parmi leur moisson d’émetteurs Ly dans un proto-amas à z ∼ 3.1, Steidel et al. (2000) vont faire une découverte pour le moins surprenante. Deux nébuleuses extrêmement brillantes en Ly avec une extension physique d’environ 100 kpc, plus de 20 fois supérieure aux LAEs qu’on peut observer à un redshift similaire. On les appellera dorénavant les “Ly Blobs” (LAB). Le plus intrigant est l’absence totale de contrepartie dans l’UV qui permettrait d’expliquer, par une ionisation intense, une telle émission Ly. Le mystère autour de l’origine et la nature de ces nébuleuses ne fera que s’amplifier par la suite, au fil des spéculations contradictoires. Cet intérêt soudain est, entre autres raisons, suscité par le fait que ces nébuleuses pourraient bien être des signatures directes de la formation de galaxies massives (Webb et al. 2009) ; idée étayée par la détection de sources sub-mm et infrarouge associées à ces objets et que ces derniers se trouvent en majorité dans des régions de surdensité favorable à la formation des galaxies.
L’un des mécanismes potentiels de formation des LABs est le refroidissement gravitationnel. L’accrétion du gaz présent dans les halos de matière noire se refroidit à travers une émission dominée par Ly (Haiman et al. 2000; Fardal et al. 2001; Nilsson et al. 2006). Une autre éventualité serait la photo-ionisation d’un gaz étendu et froid par une source UV de formation stellaire intense mais obscurcie (Steidel et al. 2000). Le réchauffement par les chocs de vents galactiques très puissants générés par des starbursts ou même des AGNi, a également été au menu des discussions  (Taniguchi et al. 2001; Mori et al. 2004; Geach et al. 2005; Colbert et al. 2006). La liste des scénarios décrits ici n’est pas exhaustive, et tout récemment encore deux articles sont parus avec des explications différentes de la formation des LABs : refroidissement gravitationnel à l’aide de simulations numériques (Dijkstra & Loeb 2009), et photo-ionisation par une source centrale (starburst et/ou AGN) à partir d’observations X et infrarouge (Geach et al. 2009). Ces deux visions ne sont peut être pas pour autant contradictoires, car on tend à penser que les LABs ne suivent peut être pas tous le même processus de formation. Il est clair, néanmoins que la situation est loin d’être éclaircie quant à l’origine de cette émission super-galactique (∼ 30 – 200 kpc) d’une intensité rare (L ∼ 1044 erg s−1) et que de nombreux projets sont en cours pour une réponse plus concluante.

Les difficultés d’interprétation inhérentes à la nature de la raie Ly

Avant d’affubler Ly de toutes les prouesses cosmologiques que l’on vient d’énumérer, on se doit de clarifier toutes les contradictions observationnelles accumulées afin d’assurer une interprétation robuste.
Le premier problème observationnel est lié aux toutes premières prédictions d’une foison d’émetteurs Ly dans l’univers jeune. Si l’on suppose que les galaxies primordiales se forment à grand redshift et ont un temps de vie assez long pour donner naissance aujourd’hui à des galaxies similaires à la notre, la Voie Lactée. Alors, connaissant la densité de luminosité de l’Univers actuel et surtout la luminosité caractéristique L∗ (cf. Sect. 1.3.3) des galaxies, on prédit un très grand nombre de galaxies jeunes à grand z. Les premières recherches d’une telle population se sont intéressées en particulier à la signature Ly dans ces galaxies suivant en cela les modèles de Partridge & Peebles (1967) qui suggéraient que ces objets traversaient leur première phase de formation stellaire intense. Durant les années 80 et 90, la plupart des sondages à z ∼ 2−6 recherchant une potentielle émission Ly se sont soldés par un échec (Pritchet 1994). Les observations de grands champs n’ont révélé aucune détection significative d’objets assimilables à des galaxies primordiales (Koo & Kron 1980). De fait, les programmes d’observation utilisant la technique de spectroscopie à longue fente ne pouvaient détecter que des sources tombées fortuitement dans l’espace très restreint surveillé (Lowenthal et al. 1990; Thompson et al. 1992; Djorgovski et al. 1993). Plus tard, des CCDs plus sensibles ont permis d’atteindre des limites en flux très faibles, jusqu’à 10−17 erg s−1 cm−2 par l’emploi de filtres étroits conçus pour limiter la contamination du ciel (Pritchet & Hartwick 1987; Smith et al. 1989; Djorgovski & Thompson 1992; de Propris et al. 1993; Moller & Warren 1993). Le résultat fut sans appel : aucune détection d’émission Ly de galaxies primordiales.
Ce résultat est en total contraste avec les modèles, que se soit en termes de densité numériques de LAEs ou bien de luminosité.

L’imagerie Ly avec le Télescope Spatial Hubble

La dépendance complexe de l’émission Ly par rapport aux divers paramètres physiques de la galaxie hôte, particulièrement révélée par les études spectroscopiques dans l’Univers local, soulèvent quelques interrogations supplémentaires. On a vu (Mas-Hesse et al. 2003) que du fait de la diffusion des photons Ly sur les atomes d’hydrogène, ceux-ci pouvaient se retrouver loin de leur région de production. Cela implique que les observations spectroscopiques pointant les sources UV intenses avec des fentes étroites sont susceptibles de manquer une grande partie de l’émission Ly diffusée. A cause de la géométrie du MIS, la transmission des photons Ly peut varier à une petite échelle spatiale. Par conséquent, il nous serait difficile d’interpréter des observations à grand redshift, par exemple, si l’on a pas accès à des quantités globales. Ces considérations, ont été la motivation première d’une campagne d’imagerie HST (Kunth et al. 2003). Six galaxies bien connues furent choisies pour couvrir une large gamme de paramètres et profils Ly. Aussi, l’échantillon inclut des émetteurs Ly et des systèmes absorbants, avec différentes métallicités, luminosités, ou encore extinctions.
Une analyse préliminaire de deux galaxies (SBS 0335-052 et Haro 11) a été présentée dans un premier papier par Kunth et al. (2003). SBS 0335-052 montre une forte absorption presque uniforme, conforme aux études spectroscopiques préalables (Thuan & Izotov 1997). La résolution de ACS permet de révéler une structure spatiale assez complexe de Ly dans Haro 11, mêlant zones d’absorption et d’émission devant des sources UV intenses. Il apparaît alors qu’aucune émission n’est détectée dans SBS 0335-052 et ce indépendamment de l’extinction, alors que dans Haro 11 l’émission Ly varie énormément d’une région à l’autre. Ceci augure en réalité des résultats que nous allons aborder au chapitre suivant. La cinématique du gaz neutre peut être la cause de ces différences, et entre autres paramètres, Ly peut être régulée par la géométrie du milieu interstellaire.

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Table des matières

Introduction
1 Histoire de la formation stellaire de l’univers 
1.1 A l’aube de la formation des galaxies
1.2 Sonder l’Univers
1.2.1 Les premières prédictions
1.2.2 Sélection par émission Ly
1.2.3 Sélection par décrément Lyman
1.2.4 Autres méthodes de sélection
1.3 La raie Ly : un outil cosmologique
1.3.1 Caractérisation des populations de galaxies lointaines
1.3.2 Le taux de formation stellaire
1.3.3 Fonction de luminosité
1.3.4 L’époque de la réionisation dévoilée par Ly
1.3.5 Identification de la première génération d’étoiles
1.3.6 Tracer les grandes structures de l’Univers
1.3.7 Le mystère des “Blobs” Ly
1.4 Les difficultés d’interprétation inhérentes à la nature de la raie Ly .
1.5 Les leçons de l’Univers local
1.5.1 Le paradoxe observationnel à travers les études spectroscopiques
1.5.2 L’imagerie Ly avec le Télescope Spatial Hubble
1.6 La physique de la raie Ly
1.6.1 Mécanisme d’émission Ly
1.6.2 Le transfert radiatif de Ly
1.6.3 Redistribution angulaire et fréquentielle
1.6.4 Interaction avec la poussière
1.6.5 Des études analytiques aux modèles numériques
2 Le rôle de la poussière dans la visibilité de l’émission Ly 
2.1 Données observationnelles
2.1.1 Observations HST
2.1.2 Observations au sol
2.1.3 Incertitudes
2.2 Imagerie et analyse des propriétés individuelles des galaxies
2.2.1 Description des résultats de l’imagerie
2.2.2 Analyse des galaxies individuelles
2.3 Discussion
2.3.1 Effets d’évolution
2.3.2 Correction de l’extinction
2.3.3 Ly, un indicateur fiable du taux de formation stellaire ?
2.3.4 Implications pour les galaxies à grand redshift
2.4 Conclusion
3 Simulation du transfert radiatif de Ly dans les starbursts 
3.1 Caractérisation des LBGs à z ∼ 3 et implications pour les populations LBG et LAE
3.1.1 Quelle géométrie, pour quelles raisons ?
3.1.2 Le modèle
3.1.3 Méthode d’ajustement
3.1.4 Echantillon des LBGs
3.1.5 Contraindre les propriétés du gaz et de la population stellaire des LBGs
3.1.6 Incertitudes
3.1.7 la fraction d’échappement
3.1.8 EW(Ly) et extinction
3.1.9 Assimiler la population des LAEs à celle des LBGs par le transfert radiatif de Ly
3.1.10 Conclusions
4 Origine de l’absorption Ly dans les starbursts 
4.1 Données et indications observationnelles
4.1.1 Spectroscopie
4.1.2 imagerie et extinction
4.1.3 Emission Ly intrinsèque
4.1.4 Autres indications observationnelles
4.2 Lever un paradoxe observationnel : l’absorption Ly dans IZw
4.2.1 Modélisation du transfert radiatif de Ly et du continu UV .
4.2.2 Effects géométriques sur le profil Ly
4.2.3 Expliquer les variations spatiales du profil Ly
4.2.4 Discussion
4.3 Généralisation aux émetteurs et absorbants Ly à bas et grand redshift
4.3.1 Comparaison avec les starbursts proches
4.3.2 Comparaison avec les galaxies à grand z
4.4 Conclusion
5 Echantillon GALEX d’émetteurs Ly à z ∼ 0.3 
5.1 Observations
5.1.1 L’échantillon GALEX
5.1.2 Le suivi spectroscopique
5.2 Analyse des propriétés physiques et spectrales
5.2.1 Procédure de mesure
5.2.2 Extinction
5.2.3 Contribution des AGN
5.3 La physique de Ly selon le redshift
5.3.1 Largeur équivalente Ly
5.4 La désertion des photons Ly : ingrédient cosmologique clé
5.4.1 Taux de formation stellaire
5.4.2 EW(Ly) contre EW(H)
5.5 Conclusion
6 Discussions et conclusion 
6.1 L’émission Ly sur un temps cosmique
6.2 Projets en cours et perspectives
Liste de publications
6.3 Journaux à comité de lecture
6.4 Autres journaux
Bibliographie 

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