Soutenance mémoire
Les premières théories de cosmologie datent de l’Antiquité : Aristote et Ptolémée essayaient déjà de comprendre comment l’univers était structuré et comment il s’était formé. Cependant, la cosmologie moderne est née avec la publication de la théorie de la Relativité Générale d’Albert Einstein en 1917, et ensuite avec la découverte de l’expansion de l’univers par Edwin Hubble en 1929. Dans la seconde moitié du 20e siècle, la cosmologie a franchi un nouveau pas à l’aide des observations et de très nombreux progrès ont été faits durant les vingts dernières années tant dans l’élaboration de nouvelles théories et modèles que dans l’accumulation d’observations à toutes les longueurs d’onde et jusqu’à un décalage vers le rouge z ∼ 7 en ce qui concerne les galaxies.
Aujourd’hui, le modèle d’Univers le plus communément utilisé et accepté est le ΛCDM. L’Univers est alors composé de quelques pourcents de matière baryonique, de près d’un quart de matière noire froide (Cold dark Matter, CDM) et le reste est composé d’énergie noire. Cette dernière est la cause de l’accélération de l’expansion de l’Univers. Afin d’expliquer ce phénomène, il faut ajouter une constante dans les équations d’Einstein, la constante cosmologique, Λ. Dans ce cadre, le modèle hiérarchique de formation des structures est en très bon accord avec les observations et les simulations impliquant uniquement de la matière noire. Cependant, lorsque l’on inclut les baryons, les modèles ne reproduisent plus les observations. Dans le cadre du modèle hiérarchique, des galaxies de faible masse et de faible métallicité se forment à grand redshift. Au cours de l’évolution de l’Univers elles fusionnent entrainant une augmentation de leur masse, de leur métallicité et de leur contenu en poussières. On devrait donc observer aujourd’hui de nombreuses galaxies elliptiques massives ainsi que des spirales riches en gaz et en poussières dans l’univers local et des petites galaxies à grand redshift. Or ce n’est pas le cas. L’émission stellaire des galaxies spirales est absorbée par les poussières et est réémis dans l’infrarouge (entre 3 et 1000 µm). Dans l’Univers local, seul 30 % du rayonnement des galaxies est émis dans l’infrarouge. L’émission infrarouge augmente avec le redshift. La fonction de luminosité est alors dominée par des galaxies massives ultra lumineuse en infrarouge. Aucun modèle physique n’explique correctement ces comportements.
Ces galaxies appelées galaxies infrarouges émettent près de 95 % de leur énergie dans l’infrarouge car elles ont de très hauts taux de formation d’étoiles, plus de cent, voire mille fois celui de la Voie Lactée. C’est dans ces galaxies que se place la formation d’étoiles dans l’Univers, ce qui en fait une population particulièrement intéressante à étudier. Cependant leur étude est limitée par la mauvaise résolution angulaire des instruments. On peut toutefois les étudier au travers de leur contribution au fond diffus infrarouge. Ce fond est la somme des contributions de toutes les galaxies infrarouges intégrée sur toute l’histoire de l’Univers entre 3 et 1000 µm. Ce fond est isotrope mais présente des fluctuations relative de l’ordre de 10 %.
Une propriéte physique importante des galaxies infrarouge est leur regroupement. La méthode la plus communément utilisée pour étudier le regroupement des galaxies, IR ou non, est la fonction de corrélation à deux points. Cependant, elle requiert la détection de sources ponctuelles. Elle est donc utilisée pour les galaxies les plus brillantes que l’on détecte individuellement. Or dans l’infrarouge, on n’a pas directement accès aux sources les plus faibles car elles forment le fond. On utilisera alors les anisotropies du fond diffus infrarouge pour sonder le regroupement de ces galaxies, en particulier les spectre de puissance des anisotropies. On peut ensuite en déduire, par exemple, les propriétés physiques des halos de matière noire dans lesquels résident les galaxies infrarouges. De par la forme de la distribution spectrale de ces galaxies, les observations à grande longueur d’onde permettent de sonder les hauts redshifts. On peut donc espérer mesurer l’évolution du regroupement avec le redshift.
L’étude des anisotropies du fond diffus infrarouge est un domaine en pleine expansion grâce à l’avènement de nombreuses expériences fournissant des données de qualité croissante. Ma thèse se place totalement dans ce contexte. La première étape de ma thèse a été de mesurer précisément le spectre de puissance des anisotropies. En effet, les cartes infrarouges contiennent l’émission des cirrus Galactiques, des nuages de gaz dans notre galaxie qui contiennent des poussières. Ces derniers émettent dans l’infrarouge et leur émission contamine le spectre de puissance des anisotropies aux grandes échelles spatiales. Je vais montrer comment soustraire cette composante et l’appliquer à des données. Afin d’analyser les spectres résultants, je vais présenter un nouveau modèle de regroupement des galaxies infrarouges prenant en compte les dernières avancées. Ce modèle est paramètrique et je vais dans un premier temps, étudier l’espace des paramètres ainsi que les mesures physiques que l’on peut en extraire. Dans un second temps, je vais appliquer ce modèle aux données existantes permettant ainsi de mesurer le regroupement des galaxies infrarouges sur une large gamme de longueur d’onde d’une façon cohérente. Cela permet de déterminer l’évolution du regroupement en fonction du redshift cependant les galaxies à tous les redshifts contribuent toujours un peu à toutes les longueurs d’onde. C’est pourquoi je présenterai ensuite un travail en cours sur ‘l’inversion’ de cartes par longueur d’onde afin d’obtenir des cartes des anisotropies du fond diffus infrarouge réellement par tranches de redshifts.
L’univers est baigné dans un fond diffus cosmologique, rayonnant sur une large gamme de longueur d’onde. On peut le diviser en plusieurs composantes principales, chacune dans un domaine d’énergie. Les fonds diffus gamma (FDG), X (FDX), optique (FDO), infrarouge (FDI) et le fond diffus micro-onde (Cosmic Microwave Background, CMB). On ne comprend pas les sources du FDG, il y en a plusieurs possibles (annihilation de la matière noire, noyau actif de galaxie, blazar…). Le FDX est essentiellement dû à l’émission des noyaux actifs de galaxie (AGN), une faible fraction vient de l’émission thermique du gaz dans les amas de galaxies. Le FDO et le FDI sont dû à l’émission des galaxies alors que le CMB a une toute autre origine, il est composé des photons émis au moment du découplage matière/radiation lorsque l’univers n’avait que 380 000 ans. Le FDO résulte directement du rayonnement stellaire alors que le FDI provient essentiellement de la réémission du rayonnement stellaire ultraviolet par les poussières entourant les étoiles. Il est compris entre ∼5 µm et 1 mm avec un maximum autour de 160 µm. Au delà de 400 µm il est dominé par le CMB mais la bonne connaissance de ce dernier permet de les séparer. Les sources du FDI sont essentiellement les galaxies dites infrarouges .
La partie submillimétrique (submm) et IR lointain du FDI a été détectée pour la première fois par Puget et al. (1996) dans les données FIRAS (Far InfraRed Absolute Spectrophotometer), détection ensuite confirmée par Hauser et al. (1998), Fixsen et al. (1998) et Lagache et al. (1999). Toute la difficulté de cette mesure réside dans la soustraction et donc la bonne connaissance des autres composantes : le CMB, la lumière zodiacale et surtout l’émission des poussières du milieu interstellaire de notre Galaxie. En effet, en moyenne, 65% de l’émission totale à haute latitude galactique (|b| > 30o ) provient de l’émission de la Galaxie. De plus, la lumière zodiacale est de l’ordre du FDI en dessous de 100 µm ce qui rend impossible toute mesure du fond basée sur l’émission diffuse pour λ < 80 µm. Cependant, les valeurs du FDI peuvent être déterminées indirectement. Ainsi l’intégration des comptages différentiels permet d’imposer des limites inférieures. Le niveau du FDI peut ensuite être calculé en extrapolant les comptages. Dole et al. (2006) ont mesuré ces limites dans les données Spitzer/MIPS à 70 et 160 µm, ils ont trouvé respectivement 0.16±0.02 et 0.74±0.09 MJy/sr. Les rayons γ de haute énergie (émis par exemple par les blazars) permettent, quant à eux, de mettre des limites supérieures sur le niveau du FDI. En effet, ces photons de haute énergie intéragissent avec les photons du FDI via la production de paires de positrons/électrons, leur énergie en est donc atténuée. Cette atténuation est ensuite mesurée. Cependant, ces limites supérieures ne peuvent être déterminée au-delà de 60 µm car les rayons γ ne sont pas assez énergétiques pour atténuer les photons du FDI. Puisque les rayons γ permettent uniquement de mettre des limites supérieures les valeurs absolues du fond doivent, là encore, être extrapolées.
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Table des matières
Introduction
Chapitre 1 Les galaxies et le fond diffus infrarouges
1.1 Le fond diffus cosmologique infrarouge
1.2 La confusion
1.3 Les galaxies infrarouges
1.3.1 Les poussières interstellaires
1.3.2 Les sources de l’émission infrarouge
1.3.3 Propriétés des galaxies infrarouges SB
1.3.4 Assemblage en masse
1.3.5 Regroupement des galaxies
1.3.6 L’environnement des galaxies
1.3.7 Résumé
Chapitre 2 Les anisotropies du fond diffus infrarouges
2.1 Observations et détections
2.1.1 Les fluctuations poissoniennes
2.1.2 Les fluctuations corrélées
2.2 Les anisotropies du FDI dans le contexte cosmologique
2.2.1 L’histoire thermique de l’Univers
2.2.2 Formation des structures
2.3 Formalisme des anisotropies
2.4 Modèles existants de clustering des galaxies infrarouges
2.4.1 Les modèles d’évolution des galaxies
2.4.2 Les modèles de distribution de matière noire
Conclusion
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