Nous avons répété l’analyse présentée dans le Chapitre 9, permettant d’as- signer à chaque galaxie un estimateur de la densité locale par le biais du paramètre Σ10. Nous avons sélectionné les échantillons de la même façon que précédemment en prenant soin d’enlever les bords de champs (Chapitre 9.4).
Nous avons tracé la distribution en masse des galaxies pour les différents intervalles de densité locale projetée. Ces intervalles sont également les mêmes que ceux utilisés précedemment. La Figure 10.8 montre l’évolution de cette re- lation pour l’intervalle de redshift étudié. La distribution en masse est tracée
pour les échantillons complets en masse. Nous n’avons pas besoin d’être com- plets en magnitudes absolues u* et r’ puisque nous n’étudions pas les couleurs des galaxies sur cette Figure. Il faut tout de même prendre en compte le fait que l’estimateur Σ10 est calculé uniquement pour les galaxies avec Mr ≤ −20, et que de ce fait il peut y avoir une incomplétude à partir de z ≥ 0.8. Cette incomplétude n’est pas dépendante de la densité locale, c’est à dire qu’elle af- fecte pareillement les différents intervalles de Σ10, dans le sens où nous avons une mesure de Σ10 inférieure à la valeur réelle (sous-estimée).
On observe que
– les galaxies de plus faibles masses sont concentrées surtout dans les régimes de faible densité. Ce régime devient incomplet à grand redshift, pour la raison énoncée ci-dessus. Malgré cet effet, la pente de la fonction de masse a tendance à augmenter aux faibles masses vers les régimes de
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 129
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
1log(number density)
log(masse)
FIG. 10.7 – Evolution de la distribution en masse des types photométriques
de galaxies ( logarithme du nombre de galaxies divisé par le volume comobile en Mpc3). Seules les galaxies à l’interieur de la complétude en masse sont représentées. Les galaxies de type elliptiques sont représentées en trait plein, les galaxies de types Sbc et Scd sont représentées en pointillés et les types Im et Sb avec une ligne en points.
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 130 plus faible densité.
– Le régime de densité Σ10> 30 est peuplé de manière très aléatoire, comme cela a été observé en fonction de la luminosité (Figure 9.8). Cependant, le rapport entre galaxies massives et peu massives augmente dans ce régime, par rapport aux champs de faible densité (ou, en d’autres termes, la pente de la fonction de masse diminue).
– Il semble y avoir une diminution de la fraction de galaxies de grande masse quand le redshift augmente. Néanmoins, une bonne partie de la population de galaxies avec log(masse) ≥ 10 dans les environnements denses (groupes et amas pour l’essentiel) semble déjà en place à z~1.2. – Il semble que l’échantillon à très faibles densités (Σ10 < 2) et à haut red-
shift (z>0.6) manque de galaxies. Nous n’avons pas encore compris ce phénomène étant donné que la densité locale est sous-estimée.
CHAPITRE 10. PROPRIÉTÉS DES GALAXIES ET MASSE STELLAIRE 131
Σ
10 1>30
<2
[2 ; 6]
[6 ; 12]
[12 ; 30]
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<1.2
log(masse)
log(Number density)
FIG. 10.8 – Densité de galaxies (exprimée en 10−3galaxies par Mpc3) en fonction du logarithme de la masse stellaire. L’évolution de cette relation est représen- tée en fonction de la densité locale projetée Σ10, pour les mêmes intervalles que ceux du Chapitre 9. Seules les galaxies à l’intérieur de la complétude en masse sont représentées (même légende que pour la Figure 10.5).
Chapitre 11
Discussion et conclusion
11.1 Aspects techniques
La fiabilité des résultats présentés dans cette thèse a été vérifiée de plu- sieurs manières, et en particulier en ce qui concerne la qualité des redshifts
photométriques, la précision des couleurs au repos et la sélection de l’échan- tillon.
Lesredshifts photométriques ont été calculés avec une version améliorée du
logicielHyperz, en utilisant un nombre assez grand de spectres de référence et
en autorisant un large espace des paramètres, après corrections de quelques effets systématiques qui auraient pu être responsables de biais dans les zphot (comme l’effet du seeing par exemple). Cette méthode a déjà prouvée son effi-
cacité dans d’autres études avec différents échantillons (par exemple EDisCS, White et al., 2005 ; De Lucia et al., 2007). Nos catalogues de zphot ainsi que la nouvelle version d’Hyperz sont publics (disponibles sur http ://www.ast.obs-
mip.fr/users/roser/CFHTLS_T0003/), et ils ont été utilisés par d’autres au- teurs pour l’exploitation des données du CFHTLS (par exemple Cabanac et al., 2007 ; Gavazzi et al., 2007 ; Gavazzi & Soucail, 2007).
Comme nous l’avons discuté dans le Chapitre 7.6, la comparaison en aveugle entre les zphot et les redshifts spectroscopiques fiables, montre une dispersion de σ(∆z/(1 + z)) = 0.056 dans l’intervalle de redshift approrié, avec un faible
fraction (~4%) d’identifications catastrophiques dans l’intervalle z~0-1.2, ainsi qu’une faible évolution de la qualité des zphot en fonction de la magnitude dans la bande i’. Il est important de souligner que pour cette étude, la fraction d’identifications catastrophiques est toujours inférieure à quelques pourcents, excepté à z ≤ 0.2. L’échantillon photométrique sélectionné pour cette étude est compris dans des intervalles de redshift et de magnitude où les zphot montre une qualité homogène. La seule exception est trouvée à z ≤ 0.2, où la relative moins bonne qualité des zphot limite l’interêt de l’étude dans cet intervalle.
Concernant la détermination des couleurs dans le référentiel propre des ga- laxies, il faut noter qu’elles sont dérivées des magnitudes absolues calculées indépendamment les unes des autres, au lieu d’utiliser le modèle de meilleur ajustement et une simple correction-k. Cette dernière méthode a été utilisée par d’autres auteurs (Balogh et al., 2004 dans le SDSS) et est susceptible de renforcer le comportement bimodal du diagramme couleur-magnitude, car toutes les galaxies sont forcées à avoir les mêmes couleurs que celles des mo- dèles de référence. Pour connaître les impacts de notre choix sur les résultats, nous avons répété la même analyse en utilisant l’approche de Balogh et al. (2004). Nous avons alors trouvé des résultats identiques aux erreurs près. En
CHAPITRE 11. DISCUSSION ET CONCLUSION 133 particulier, toutes les caractéristiques observées dans le diagramme couleur- magnitude sont les mêmes, bien que les histogrammes présentés en Figure 9.8 à 9.10 soient plus bruités dans le cas présent, sans changements par- ticuliers dans les tendances systématiques observées comparé à la méthode adoptée ici.
Etant donnée la précision typique des zphot dans le domaine de redshift ap- proprié, on s’attend à ce que l’erreur des zphot sur les couleurs au repos des galaxies ait pour seul effet d’élargir la distribution en couleur, indépendam- ment du régime de densité, cet élargissment augmentant avec la dispersion des zphot . Par conséquent, les biais des zphot peuvent difficilement être respon- sables des tendances observées en fonction de la densité locale.
Nous avons également répété la même analyse des catalogues avec diffé- rentes sélections en termes de rapport signal sur bruit (SNR), et avec le même critère de qualité pour le paramètre de probabilité intégrée (Pint). Une restric- tion moins sélective en SNR est compensée par le critère de sélection de la Pint, de telle façon que l’échantillon final contient a peu près le même nombre de galaxies. Avec la sélection en SNR choisie ici, seulement ~2% de l’échantillon a été enlevé à cause d’une mauvaise qualité de l’ajustement. Si l’on sélectionne à la place toutes galaxies détectées dans au moins deux filtres avec un SNR ≥ 3, ce qui est un critère beaucoup moins restrictif, ~13% de l’échantillon est en- levé avec les critère de Pint. Dans tous les cas, les résultats sont les mêmes car au final l’échantillon étudié est complet à la fois dans les bandes u* et r’.