THÈSE DE DOCTORAT DE L UNIVERSITÉ PARIS XI. M. Benjamin MAGNELLI. Histoire cosmique de la formation d étoiles vue dans l infrarouge

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1 THÈSE DE DOCTORAT DE L UNIVERSITÉ PARIS XI Spécialité : Astronomie et Astrophysique Présentée par : M. Benjamin MAGNELLI Pour obtenir le grade de Docteur ès sciences de l UNIVERSITÉ PARIS XI Sujet de la thèse : Histoire cosmique de la formation d étoiles vue dans l infrarouge Soutenue le 28 septembre 2009 Devant le jury composé de : Dr François Boulanger Pr Véronique Buat Dr Catherine Cesarsky Dr Vassilis Charmandaris Dr David Elbaz Pr Bruno Guiderdoni Examinateur Rapporteur Examinateur Rapporteur Directeur de thèse Président du jury

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3 REMERCIEMENTS Je voudrais tout d abord dire un grand merci à David Elbaz de m avoir fait confiance pour cette thèse. Merci pour tous ses conseils scientifiques et pour cette collaboration qui je l espère se prolongera dans l avenir. Je le remercie également d avoir été toujours disponible, et à l écoute de tous les petits soucis et doutes qui parsèment la vie d un thésard. Merci de m avoir permis (et je l avoue un peu forcé!) d aller à Caltech au tout début de ma thèse et ainsi de me familiariser avec l ambiance si internationale de ce travail. Merci à Ranga-Ram Chary de m avoir accueilli à Caltech et de m avoir expliqué en détail les techniques complexes de détection de sources. Merci pour tous ses conseil scientifiques et pour sa bonne humeur si motivante. Merci également à lui pour sa tolérance vis à vis de mon niveau d anglais. Je voudrais également remercier Mark Dickinson et toute l équipe GOODS et FIDEL de m avoir donné accès à toutes leurs données, d avoir relu attentivement mes papiers et d y avoir apporté tant d améliorations grâce à leurs commentaires. Je remercie Pierre-Olivier Lagage de m avoir accueilli au service d astrophysique. Cela a été un grand plaisir de venir travailler au SAp. Merci également à toutes les personnes du laboratoire Cosmologie et Évolution des Galaxies ; que serait un vendredi sans un galaxy lunch? Merci en particulier à Damien Le Borgne pour tous ses conseils qui m ont été d un grand secours. Merci également à lui d avoir bien voulu partager avec moi ces routines IDL, toutes plus pratiques les unes que les autres. Merci à Hervé Aussel pour nos discussions (scientifiques et autres) et en particulier lors des nombreux meetings D-Sigale. Merci à tous les membres de mon jury. Merci à Véronique Buat et Vassilis Charmandaris d avoir accepté d être mes rapporteurs ; merci à Catherine Cesarsky, Bruno Guiderdoni et François Boulanger d avoir accepté d être mes examinateurs. Je voudrais remercier Dieter Lutz et toute l équipe du MPE de m accueillir en post-doc, et ainsi de me permettre de poursuivre mes travaux, dans les meilleures conditions possibles, grâce à l utilisation des données du satellite Herschel. Merci également à eux de m avoir permis d aborder les derniers mois de ma thèse en toute sérénité. Je remercie Brigitte Rocca-Volmerange de m avoir fait découvrir le métier de chercheur en Astrophysique au cours de mon stage de fin d étude d ingénieur EPF. Merci également à l EPF et en particulier à Frédéric Amauger de m avoir soutenu tout au long de ce stage. Merci à tous mes amis thésards, post-doc et ingénieurs. Merci en particulier à Ludovic Poupard et Juan Zurita-Heras pour leur amitié, nos discussions footballistiques et toutes nos pauses midi-piscine. Merci à Lilia Soloveya, Anaëlle Maury, Marie Martig et Fadia Salim de m avoir accepté dans leur bureau et d avoir supporté mes palabres incessantes. Merci à Farid, Jérôme, Sylvain, Diego, Christophe, Elisabeth, Thomas et ceux que j oublie pour toutes les pauses midi heureuses que nous avons passées ensemble et qui ont été indispensables à la réussite de ma thèse. Bien entendu, je remercie ma mère et mes sœurs. Ma mère pour m avoir toujours encouragé et soutenu tout au long de mes études ; ma sœur Aurélie et son ami Giampiero, de m avoir accueilli si souvent chez eux ; ma sœur Pauline pour tous les bon moments passés ensemble en compagnie de Sébastien, Mattéo et Elisa. Merci à mes quatre grand-parents : Madée, Daddy, Manine et Papily pour leur gentillesse et pour tous les moments si précieux que nous avons partagés.

4 ii Enfin, je voudrais remercier tous mes amis d être simplement des amis : Aurélien, Benjamin, Caroline dite "la Loutre", Christophe, Claire, Francis, Franck, James, Julien, Mathias, Nadra, Romain, Sébastien, Siegfried et Stéphanie. Enfin, merci à François Aymard mon ami de toujours.

5 iii Résumé en Français Cette thèse est consacrée à l estimation de l histoire cosmique de formation d étoiles de l Univers à travers l étude des propriétés spectrales des galaxies observées par le satellite Spitzer dans l infrarouge moyen et lointain. Je débute ce mémoire par une brève introduction des grands principes physiques sur lesquels est basée l étude des galaxies en général et des galaxies infrarouges en particulier. Je rentre ensuite véritablement dans le vif du sujet en présentant la méthode d extraction de sources utilisée sur nos images Spitzer. Cette nouvelle méthode est optimisée pour l étude des champs confus grâce à l utilisation d informations connues a priori sur ces images. Je montre comment j ai estimé les limites de cette nouvelle méthode d extraction grâce à des simulations Monte Carlo et comment j ai créé, à partir de ces détections, des catalogues de sources multi-longueurs d onde. Dans la suite, j utilise ces catalogues de sources pour étudier les propriétés spectrales des galaxies infrarouges et leur évolution avec le redshift. À partir de la confrontation de ces propriétés avec les prédictions des bibliothèques spectrales standard, je montre que seules les galaxies situées au delà de z 1.3 présentent une évolution significative de leurs propriétés spectrales. Cette évolution suggère la présence dans ces galaxies, soit d un noyau actif, soit d une signature intense des Hydrocarbures Polycycliques Aromatiques (PAH). Ces deux interprétations sont discutées. En m appuyant sur l étude des propriétés spectrales des galaxies infrarouges, je détermine l histoire cosmique de formation d étoiles de l Univers de z 0 à z 2.3. Cette histoire est caractérisée par une forte augmentation de la densité de formation d étoiles de l Univers entre z 0 et z 1, suivie par une phase de stabilisation jusqu à z 2. A travers la détermination des fonctions de luminosité infrarouge je conclus également que cette densité de formation d étoiles est dominée de z 0.8 à z 2 par les galaxies lumineuses en infrarouge arborant des flambées de formation d étoiles intenses (> 17 M yr 1 ). Pour finir, j étudie la présence de la signature des PAH à 3.3 µm dans le spectre des galaxies distantes (0.5 < z < 1.7) à partir d observations en bandes larges faites par l instrument IRAC à bord du satellite Spitzer. Des indices de cette présence sont observés dans quatre des six galaxies de notre échantillon. La corrélation trouvée entre l intensité de cette signature et la luminosité infrarouge de ces galaxies indique que l émission des PAH à 3.3 µm pourrait être utilisée à l avenir pour estimer le taux de formation d étoiles des galaxies observées à z > 3 par le James Webb Space Telescope.

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7 v Abstract in English This thesis is devoted to the estimation of the cosmic star formation history of the Universe through the study of spectral properties of galaxies observed by the Spitzer satellite in the midand far-infrared. This manuscript begins with a brief introduction of fundamental principles governing the study of galaxies in general and infrared galaxies in particular. I then present the sources extraction method that I have used on our Spitzer images. This new extraction method, optimized for detection in confuse fields, takes as prior informations the position of sources of the images. I show how I have estimated the limits of this new extraction method using Monte Carlo simulations and how I have created, from these detections, our final multi-wavelengths catalogs. Then, using those catalogs I study the spectral properties of infrared galaxies and their evolution with redshift. From the comparison of these properties with the predictions of standard spectral libraries, I show that galaxies situated beyond z 1.3 present significant evolutions in their spectral properties. This evolution suggests the presence in these galaxies of an active nucleus or a strong signature of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAH). Both interpretations are discussed. Based on these spectral properties, I estimate the cosmic star formation history of the Universe from z 0 to z 2.3. I find that this history is characterized by a sharp increase of the star formation density of the Universe from z 0 and z 1, followed by a stabilization phase up to z 2. Through the determination of the infrared luminosity functions, I conclude that this star formation density is dominated between z 0.8 and z 2 by luminous infrared galaxies with high star formation rate (> 17 M yr 1 ). Finally, I study the presence of the 3.3 µm PAH signature in the spectrum of distant galaxies (0.5 < z < 1.7) using broadband observations made with IRAC on board the Spitzer satellite. Evidence of this presence are found in four out of six galaxies of our sample. The correlation found between the intensity of the 3.3 µm PAH signature and the infrared luminosity of these galaxies indicates that this signature could be used in the future to estimate the star formation rate of galaxies observed at z > 3 by the James Webb Space Telescope.

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9 vii Table des matières INTRODUCTION 1 Partie I : Des galaxies dans l Univers : présentation générale 5 1 La cosmologie observationnelle Du Big-Bang à la formation des grandes structures Un Univers en expansion Brève histoire de la formation de notre Univers La formation des grandes structures et des galaxies Quelques grandeurs cosmologiques Le décalage cosmologique des longueurs d onde Distance et volume en cosmologie Comptages Fonctions de luminosité Les galaxies Composition Les étoiles Le milieu interstellaire Le trou noir central La distribution spectrale d énergie d une galaxie Estimer le taux de formation d étoiles des galaxies La raie H α L ultraviolet La luminosité infrarouge Les galaxies infrarouges Le fond diffus infrarouge Les galaxies lumineuses en infrarouge Découverte et définition Origine de l émission infrarouge Comptages des galaxies infrarouges Propriétés des galaxies observées en infrarouge Dans l univers proche Dans l univers lointain (z > 0.5) Problématique de ma thèse 45

10 viii Table des matières Partie II : Etude de l évolution des propriétés spectrales des galaxies infrarouges avec le redshift 47 5 Extraction des sources infrarouges faibles Le satellite Spitzer IRAC MIPS IRS Les champs profonds Spitzer Les programmes GOODS & FIDEL GOODS-N GOODS-S ECDFS EGS Le bruit au sein des images astronomiques Le bruit de fond Le bruit de confusion Extraction de sources non résolues au sein des images astronomiques Les différentes méthodes La méthode dite à prior Test de notre méthode d extraction Principe Test sur le champ GOODS-N Création des catalogues multi-longueurs d onde Redshift spectroscopique Redshift photométrique Identification des galaxies à noyaux actifs Échantillon final Qualité et complétude de notre échantillon final Propriétés spectrales des galaxies infrarouges de l univers local Les bibliothèques infrarouges La bibliothèque Dale & Helou (DH02) La bibliothèque Chary & Elbaz (CE01) La bibliothèque Lagache, Dole & Puget (LDP03) Étude comparative des bibliothèques spectrales et de leurs limites Les bibliothèques infrarouges face aux observations de l univers local La bibliothèque Magnelli & Elbaz Étude du taux spécifique de formation d étoiles des galaxies infrarouges Définition et évolution SSFR, paramètre principal des bibliothèques spectrales infrarouges? Discussion Conclusions

11 Table des matières ix 7 Évolution de la température des poussières de z 0 à z Évolution des propriétés spectrales des galaxies infrarouges avec le redshift Le "stacking" ou technique de l empilement d images Mise en oeuvre Résultats Discussion Contraindre la température des poussières grâce aux données Spitzer 24, 70 and 160 µm Échantillon et ajustement des données Biais de sélection? Discussion Partie III : Histoire de la formation d étoiles dans l Univers de z = 0 à z Évolution de la fonction de luminosité infrarouge de z = 0 à z Problématique Les corrections bolométriques Corrections bolométriques de z = 0 à z Corrections bolométriques de z 1.3 à z Estimation des fonctions de luminosité par la méthode du V max La méthode du V max Estimation des erreurs par simulations Monte Carlo Résultats La fonction de luminosité à 15 µm de z = 0 à z La fonction de luminosité à 35 µm de z = 0 à z La fonction de luminosité infrarouge de z = 0 à z Évolution de la densité de formation d étoiles de l Univers de z = 0 à z Conclusions ARTICLE I ARTICLE II Estimation du taux de formation d étoiles des galaxies à z > Présentation Synthèse ARTICLE III Partie IV : Conclusions Synthèses Perspectives Le programme GOODS-Herschel Le satellite Herschel Buts scientifiques Simulations

12 x Table des matières 11.2 Contraindre la température des poussières grâce aux données du satellite Herschel Évolution de la fonction de luminosité infrarouge à z > Bibliographie 234

13 xi Table des figures 1.1 Les différentes phases de l expansion de l Univers Classification morphologique des galaxies selon Hubble Diagramme de Hertzprung-Russel Spectre stellaire des galaxies E et Sc Fluctuation de température des grains de carbone Température moyenne des grains de carbone Spectre et constitution des molécules de PAH Propriétés spectrales d une galaxie dans le domaine infrarouge Courbe d extinction moyenne de la Voie Lactée Courbe d extinction selon le modèle de Desert, Boulanger & Puget (1990) Distribution spectrale d énergie d une galaxie Variation du spectre ultraviolet d une galaxie en fonction de son histoire de formation d étoiles Le fond diffus extragalactique Distribution spectrale de quatre galaxies de luminosités infrarouges différentes Spectre de galaxies infrarouges dominées par des sources d énergie différentes Comptage différentiel à 15 µm Comptage différentiel à 15, 24, 70 et 160 µm Transparence de l atmosphère face aux rayonnements électromagnétiques Le champ GOODS-N vu par Spitzer Le champ GOODS-S vu par Spitzer Le champ ECDFS vu par Spitzer Le champ EGS vu par Spitzer Brillance du ciel en dehors de l atmosphère terrestre Sensibilité de l instrument MIPS 24 µm en fonction du temps d exposition Illustration de la méthode de photométrie d ouverture Illustration de la méthode d ajustement de PSF Propriétés IRAC 3.6 et 4.2 µm des sources 24 µm Utilisation des détections 24 et 70 µm comme prior des détections 70 et 160 µm Illustration de l utilisation de priors pour la détection des sources MIPS 24, 70 et 160 µm Les PSF 24, 70 et 160 µm Illustration de la "vectorialisation" d une image 2D Images résiduelles 24, 70 et 160 µm obtenues par notre méthode d ajustement de PSF Histogramme des flux mesurés aléatoirement sur les images résiduelles Propriétés de nos catalogues de sources IRAC Résultats de nos simulations Monte Carlo Illustration de la méthode des redshifts photométriques Zone de recouvrement du champ Spitzer EGS et du champ CFHT-LS

14 xii Table des figures 5.21 Distribution en redshifts des sources 24 µm des champs GOODS, EGS et ECDFS Propriétés optiques de nos catalogues de sources 24 µm Qualité de nos redshifts photométriques Diagramme couleur-couleur des galaxies infrarouges observées par IRAS et ISO Corrélations monochromatiques des galaxies infrarouges observées par IRAS, ISO et SCUBA Les bibliothèques spectrales DH02, CE01 et LDP Corrélations luminosité-luminosité de l univers local Corrélations luminosité-luminosité de l univers local (suite) Corrélations couleur-couleur de l univers local Ajustement des luminosités infrarouges par un modèle de poussières La bibliothèque spectrale Magnelli & Elbaz (ME) La bibliothèque ME face aux corrélations luminosité-luminosité de l univers local La bibliothèque ME face aux corrélations luminosité-luminosité de l univers local La bibliothèque ME face aux corrélations couleur-couleur de l univers local La relation SFR/M et son évolution avec le redshift La relation SFR/M et son évolution avec le redshift (bis) Les corrélations SSFR-couleur et L IR -couleur observées dans l univers local Illustration de la méthode de stacking Évolution des corrélations 24 vs 70 µm avec le redshift Évolution des corrélations 24 vs 160 µm avec le redshift La corrélation 24 vs 160 µm observée dans l univers local Propriétés de notre échantillon de sources 160 µm Ajustement par les modèles CE01 de la photométrie de nos sources 160 µm Comparaison entre le flux 160 µm d une source et celui prédit par le modèle Température des poussières des galaxies 160 µm Illustration des biais de sélection de notre échantillon 160 µm Illustration des biais de sélection de notre échantillon 160 µm (bis) Illustration des biais de sélection de notre échantillon 160 µm (ter) Ajustement des comptages de sources infrarouges par le modèle d inversion non paramétrique de Le Borgne et al. (2009) Comparaison du spectre froid des modèles LDP03 avec le spectre typique de nos galaxies 160 µm Les k-correction à 15 et 35 µm Corrections bolométriques des observations 24 et 70 µm Corrections bolométriques au delà de z Estimation des erreurs par simulations Monte Carlo Évolution avec le redshift de la fonction de luminosité 15 µm Évolution avec le redshift de la fonction de luminosité 35 µm Évolution avec le redshift de la fonction de luminosité infrarouge entre 0 < z < La fonction de luminosité infrarouge à z Évolution avec le redshift de la fonction de luminosité infrarouge entre 1.3 < z < Évolution avec le redshift de la densité comobile des galaxies normales, LIRG et ULIRG Évolution avec le redshift de la densité comobile de luminosité infrarouge

15 Table des figures xiii 8.12 Évolution avec le redshift de la densité comobile de formation d étoiles de l Univers Le satellite Herschel voyageant vers le second point de Lagrange (vue d artiste) Sensibilité du programme d observation GOODS-Herschel Simulations et limites de détection des observations GOODS-Herschel

16 xiv Table des figures

17 xv Liste des tableaux 1.1 Valeurs actuelles des paramètres cosmologiques Composition du milieu interstellaire de la Voie Lactée Sensibilité de l instrument IRAC Caractéristiques de l instrument IRS Sensibilité des observations utilisées au cours de cette thèse Sensibilité (3σ) des champs profonds Spitzer utilisés au cours de ma thèse Propriétés de nos catalogues de sources 24, 70 et 160 µm Propriétés de notre échantillon final

18 xvi Liste des tableaux

19 1 INTRODUCTION Depuis la découverte en 1926 par Hubble de la nature extragalactique de certaines nébuleuses du ciel, la vision que nous avons de notre Univers a profondément évolué. Cette évolution est bien sûr intimement liée aux avancées technologiques qui ont permis de concevoir des moyens d observation de plus en plus performants, mais elle est également liée aux avancées significatives faites par les modèles théoriques décrivant notre Univers. Les modèles cosmologiques, contraints par un nombre important d observations, convergent aujourd hui vers un modèle dit de concordance qui pose les bases théoriques de la formation et de l évolution des grandes structures de l Univers. Si ces modèles nous permettent de comprendre comment l Univers est passé d un état homogène et isotrope à un état structuré à toutes les échelles, ils ne permettent toujours pas de comprendre la formation des structures à l échelle d une galaxie. L une des manières d étudier la formation et l évolution des galaxies est de réaliser une estimation précise de l histoire cosmique de formation d étoiles et d identifier aux différents âges de l Univers le type de galaxies dans lesquelles eut lieu cette formation d étoiles. Les premières études portant sur ce sujet (Madau et al. 1996, Lilly et al. 1996) étaient basées sur l utilisation d observations UV qui étaient, à cette époque, les seules informations disponibles sur l univers distant. Ces études, qui étaient bien sûr affectées par l absorption du rayonnement UV des galaxies par leur poussière, ont permis de révéler qu il existait bien une forte évolution de la densité de formation d étoiles aux différents âges de l Univers et que l étude de cette évolution pourrait permettre de mieux contraindre les mécanismes de formation des galaxies. L avènement du satellite infrarouge IRAS en 1983 a bouleversé la vision que nous avions, à travers l UV, de la formation d étoiles des galaxies. Les données de ce satellite ont révélé l existence d objets, jusqu alors inconnus, émettant la majeure partie de leur énergie dans l infrarouge. Le rayonnement infrarouge de ces galaxies, aujourd hui appelées galaxies lumineuses ou ultralumineuses en infrarouge, est émis par la poussière qu elles contiennent. Puisque le rayonnement infrarouge de ces poussières provient de l absorption du rayonnement ultraviolet intense produit par les étoiles jeunes et massives, il existe un lien intime entre l émission infrarouge d une galaxie et son taux de formation d étoiles. L estimation de la luminosité infrarouge de ces galaxies révéla que celles-ci arboraient des taux de formation d étoiles très élevés, bien supérieurs à ceux déduits de leurs propriétés optiques. Ainsi, bien que relativement rares dans l univers local, l existence de ces objets remit en cause l estimation du taux de formation d étoiles d une galaxie à partir des seules données optiques et posa également la question des processus physiques permettant de générer des taux de formation d étoiles si élevés. L observation de ces objets par les satellites ISO (1995) et Spitzer (2003) permit de mieux comprendre leur nature et leur rôle dans la formation des étoiles de notre Univers. En particulier les relevés profonds à 15 µm effectués par ISO et ceux à 24 µm effectués par Spitzer ont révélé l importance croissante avec le redshift de la contribution de ces objets à la densité totale de formation d étoiles de l Univers. Alors que ces galaxies lumineuses en infrarouge sont rares dans l univers local, leur densité comobile augmente fortement entre z = 0 et z 1 de sorte qu elles semblent dominer la densité de formation d étoiles de l Univers à z 1, c est à dire il y a 8 milliards d années.

20 2 L étude approfondie de ces objets et de leur évolution avec le redshift est donc essentielle à la compréhension de la formation des galaxies de l Univers. En particulier l étude des mécanismes d activation des flambées de formation d étoiles dans les galaxies infrarouges nous permettrait de mieux comprendre pourquoi et comment la densité de formation d étoiles de l Univers chute entre z 1 et z = 0 : quel est le rôle respectif des noyaux actifs de galaxies, des fusions majeures et de l accrétion de gaz diffus le long des filaments structurant notre Univers? C est dans ce contexte, si intéressant et si prometteur de par le nombre de données disponibles ou à venir (satellite Herschel), que s inscrit mon travail de thèse. Le but de cette étude est d exploiter de nouvelles données profondes obtenues par Spitzer à 24, 70 et 160 µm. L exploitation de ces données, alliée à l utilisation de données multi-longueurs d onde, doit me permettre dans un premier temps d étudier en détail les propriétés spectrales des galaxies infrarouges et leur évolution avec le redshift, et d en déduire dans un second temps l histoire cosmique de formation d étoiles de l Univers jusqu à z 2. L ensemble de ces résultats doit bien sûr être remis en permanence dans le contexte plus global de la formation des grandes structures de l Univers. Ce travail s appuyant sur de nouvelles données Spitzer, il fut précédé par une approche très technique de l astrophysique, à savoir la détection de sources dans les images astronomiques. D un point de vue pratique ce travail consiste à détecter les sources les plus faibles possibles, vérifier la qualité de ces détections et enfin compléter ces catalogues de sources avec les informations multi-longueurs d onde disponibles et en particulier avec le redshift des sources. Les différentes étapes de cette thèse suivent donc une logique tout à fait linéaire : détection des sources, analyse de leurs propriétés spectrales et estimation de leur taux de formation d étoiles. Ce chemin fut néanmoins jonché d embûches, de questionnements et de remises en cause permanentes. Ce manuscrit fait la synthèse de ces trois années de travail ; j ai essayé d y présenter le plus clairement possible ces différentes étapes et surtout de mettre en lumière l ensemble des problèmes qui se sont posés à moi et les solutions trouvées pour certains d entre eux. Ce mémoire est composé de trois grandes parties. La première sera une introduction non exhaustive aux connaissances nécessaires à la compréhension de ma thèse. Les travaux de cette thèse étant au confluent de trois domaines, la cosmologie observationnelle, l étude des galaxies en général et l étude des galaxies infrarouges en particulier, cette introduction sera articulée en trois chapitres. Le premier chapitre présentera de façon rapide les grands principes cosmologiques et les outils statistiques utilisés aujourd hui par la cosmologie observationnelle. Le deuxième chapitre de cette introduction présentera les galaxies de façon générale, leur morphologie, leur constitution ainsi que leurs propriétés spectrales. Le troisième chapitre présentera les spécificités des galaxies infrarouges et l intérêt grandissant pour leur étude. Enfin je finirai cette première partie en présentant plus en détail les problématiques de mon travail. La deuxième partie de ce mémoire entrera véritablement dans le vif du sujet puisqu elle présentera l étude effectuée au cours de ma thèse sur les propriétés spectrales des galaxies infrarouges et leur évolution avec le redshift. Cette partie sera divisée en trois chapitres. Le premier sera consacré à la partie technique de mon travail, à savoir la détection des sources des champs profonds Spitzer et la création des catalogues multi-longueurs d onde. Le second présentera l étude des propriétés spectrales des galaxies infrarouges de l Univers local. Enfin le troisième et dernier chapitre de cette partie discutera des propriétés spectrales des galaxies infrarouges distantes. La troisième partie de ce mémoire sera entièrement consacrée à l évolution avec le redshift de

21 la densité de formation d étoiles dans l Univers. Le premier chapitre s appuiera sur les résultats obtenus et discutés dans la partie précédente et aboutira à l estimation de la densité de formation d étoiles de l Univers jusqu à z 2. Ce chapitre discutera également des contributions relatives des galaxies lumineuses et ultra lumineuses à cette densité de formation d étoiles à travers l estimation des fonctions de luminosité infrarouge. Enfin, le second chapitre de cette partie présentera une étude tournée vers l avenir portant sur la détection de la signature des Hydrocarbures Polycycliques Aromatiques (PAH) au sein des galaxies distantes et sur l utilisation possible de cette signature comme indicateur du taux de formation d étoiles de ces galaxies. Je terminerai enfin ce mémoire par une synthèse de tous mes résultats et par une discussion sur les différentes possibilités de prolongement de ces études grâce, principalement, aux futures données du satellite Herschel. 3

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23 Première partie Des galaxies dans l Univers : présentation générale 5

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25 7 Chapitre 1 La cosmologie observationnelle 1.1 Du Big-Bang à la formation des grandes structures Un Univers en expansion Brève histoire de la formation de notre Univers La formation des grandes structures et des galaxies Quelques grandeurs cosmologiques Le décalage cosmologique des longueurs d onde Distance et volume en cosmologie Comptages Fonctions de luminosité L Univers dans lequel nous vivons est en perpétuelle évolution depuis sa naissance, du "Big Bang" à nos jours. Dans ce chapitre, je m efforcerai dans un premier temps de décrire cette évolution dans ses grandes lignes puis, dans un deuxième temps, je présenterai les outils statistiques utilisés par la cosmologie observationnelle. Cette description ne se voudra pas exhaustive mais aura pour but de décrire les grands concepts de la cosmologie moderne dont la connaissance est nécessaire à la compréhension de cette thèse. 1.1 Du Big-Bang à la formation des grandes structures Un Univers en expansion La découverte de la relativité générale par Albert Einstein en 1915 marque le début de la cosmologie moderne. Cette nouvelle théorie permet en effet de décrire pour la première fois l Univers comme un système physique cohérent. Ce modèle repose sur le principe cosmologique qui stipule que l Univers est, aux grandes échelles, homogène et isotrope ; l homme n occupe pas une place privilégiée dans l Univers. La dynamique de l espace temps est alors régit par son contenu, via les équations d Einstein. Einstein utilisa sa nouvelle théorie pour décrire l Univers en ajoutant implicitement l hypothèse, aujourd hui contestée, selon laquelle l Univers est statique, c est-à-dire qu il n évolue pas avec le temps. En 1920, Edwin Hubble découvre la nature extragalactique de certaines nébuleuses observées dans le ciel. C est en s appuyant sur l observation de ces nébuleuses, aujourd hui appelées galaxies, qu Edwin Hubble énonça la loi dite de Hubble qui relie la vitesse d éloignement des galaxies à leur distance par rapport à notre voie lactée (eq. 1.1). V = H 0 d (1.1)

26 8 Chapitre 1. La cosmologie observationnelle où V est la vitesse d éloignement de la galaxie, H 0 est la constante de Hubble et d est la distance de la galaxie. Cette loi fut la première preuve observationnelle de l expansion de l Univers. Elle remit en cause les premiers modèles d Univers statiques d Einstein et mit sur le devant de la scène d autres solutions des équations de la relativité générale telles que celles de Friedmann, De Sitter et Lemaitre. Ces modèles postulent que l Univers est en expansion et qu il était plus dense et plus chaud dans le passé : c est le Big Bang. Depuis la découverte de la loi de Hubble d autres preuves observationnelles sont venues asseoir les modèles de Big Bang. La plus importante fut, bien sûr, l observation du fond diffus cosmologique par Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson en En effet l existence de ce fond diffus cosmologique, qui consiste en une émission d un corps noir observé aujourd hui à T 3 K, prouve définitivement que l Univers était très chaud et très dense dans le passé. En combinant les équations d Einstein et la métrique dite de Friedmann-Robertson-Walker (FRW) on obtient les équations de Friedmann qui régissent l évolution d un Univers homogène et isotrope en expansion : { ȧ2 + kc 2 = ( 8πG ρa 2 3c 2 ä = 4πG ρ + 3P (1.2) )a 3c 2 c 2 où a est le facteur d échelle de l Univers, il est non connu et décrit l expansion (ou la contraction) de celui-ci, k est le paramètre de courbure de la métrique de FRW, il ne peut prendre pour valeur que 1 (Univers dit hyperbolique), 0 (Univers dit plat ou Euclidien) et +1 (Univers sphérique) et enfin ρ est la densité d énergie et P la pression des différents constituants de l Univers. Ces équations permettent de décrire l évolution de l espace temps grâce au contenu de l Univers. Cependant, ces équations reliant trois inconnues, a, ρ et P, il est nécessaire d introduire une troisième équation dite de fermeture ou équation d état des différents constituants de l Univers : P = wρc 2 (1.3) où P est la pression engendrée par le constituant de densité d énergie ρ. On note que la courbure de l espace temps, k, est directement reliée à la densité d énergie contenue dans l Univers. On introduit alors la densité critique de l Univers ρ c0, définie comme étant la densité nécessaire pour avoir un Univers Euclidien (c est-à-dire k = 0) : ρ c0 = 3c2 H 2 0 8πG (1.4) La densité de l Univers ainsi que son évolution dépendent donc de son contenu. On distingue trois principaux constituants : (1) la densité de rayonnement ρ r dont l équation d état est P = 1/3ρ r c 2 (c est-à-dire w = 1/3) et dont la dilution avec le redshift est donnée par ρ r = ρ r0 (1 + z) 4 (1.5) (2) la matière non relativiste constituée de matière baryonique et de matière noire. La matière noire qui représente plus de 90% de la matière non relativiste est toujours de nature inconnue mais son existence semble nécessaire pour expliquer les courbes de rotation des galaxies spirales ainsi que les dispersions de vitesse des galaxies dans les amas. La densité de la matière

27 1.1. Du Big-Bang à la formation des grandes structures 9 Nom Valeur H ± 1.3km/s/Mpc Ω m ± Ω r0 (5.02 ± 0.19) 10 5 Ω Λ ± ρ c0 (8.30 ± 0.31) J/m 3 Tab. 1.1 Valeurs actuelles des paramètres cosmologiques (Komatsu et al. 2009) non relativiste est notée ρ m son équation d état est P = ρ m c 2 et sa dilution avec le redshift est décrite par ρ m = ρ m0 (1 + z) 3 (1.6) (3) l énergie sombre dont l existence est invoquée pour comprendre l accélération de l expansion de l Univers de nos jours et qui peut être expliquée, soit par la présence d une constante dite cosmologique dans les équations d Einstein, soit par l existence d une énergie du vide. Sa densité notée ρ Λ ne se dilue pas avec l expansion et son équation d état est P = ρ Λ c 2. Les trois constituants de l Univers ayant des facteurs de dilution différents cela implique que celui-ci est passé successivement par des phases de domination par le rayonnement, la matière et enfin de nos jours par l énergie noire. Un des défis de la cosmologie moderne est donc d estimer les différents paramètres cosmologiques (introduits ici très brièvement) afin de connaître et de décrire avec précision l évolution de notre Univers, depuis le Big Bang jusqu à nos jours. Les principaux paramètres cosmologiques sont au nombre de cinq, la constante de Hubble H 0, la densité critique de l Univers ρ c0, la densité de matière ρ m0, la densité de photon ρ r0 et enfin la densité d énergie sombre ρ Λ0. Les densités de matière, de photon et d énergie sombre sont toutes trois communément normalisées par la densité critique de l Univers et sont alors appelées Ω m, Ω r et Ω Λ. Pour estimer ces paramètres cosmologiques plusieurs méthodes sont utilisées. Leurs estimations sont combinées et comparées pour arriver au modèle dit de concordance. Les principaux estimateurs sont l utilisation du fond diffus cosmologique (étude des perturbations, de la polarisation...), des supernovae de type Ia (utilisation de chandelle standard) et des oscillations acoustiques baryoniques (BAO). Le tableau 1.1 présente les dernières estimations des paramètres cosmologiques Brève histoire de la formation de notre Univers Nous venons de voir dans la partie précédente que notre Univers peut être décrit dans le cadre de la théorie de la relativité générale. Ce modèle standard, appelé le Big Bang, prédit que l Univers actuel émerge d une singularité puis subit une phase d expansion continue pour passer d un facteur d échelle microscopique à l Univers d aujourd hui. L histoire de ce modèle commence aux limites de notre connaissance actuelle c est-à-dire au temps de Planck, s après la singularité initiale, lorsque l Univers est à une température de K. Au delà de ce temps de Planck notre connaissance est nulle puisqu à ces échelles d énergie le développement d une théorie quantique de la gravitation est nécessaire. L Univers subit ensuite une période d inflation (Guth 1981) au cours de laquelle il commence son refroidissement. Dans un temps très faible, s, l Univers se dilate d un facteur Ce

28 10 Chapitre 1. La cosmologie observationnelle scénario d inflation est invoqué par les cosmologistes pour expliquer l homogénéité de l Univers (problème de l horizon). Juste après la phase d inflation, la température de l Univers est encore suffisamment élevée pour que les protons et les neutrons ne puissent pas s associer en atomes. En effet lorsque T > 10 9 K, la température de l Univers est plus élevée que l énergie de liaison des atomes. A cette époque l Univers est donc constitué d un plasma de protons, d électrons et de neutrons. De plus les photons interagissant avec les électrons de ce plasma par diffusion Compton, il existe alors un équilibre entre matière et rayonnement. L Univers continue alors son expansion et donc son refroidissement. S en suit la nucléosyn- Fig. 1.1 Les différentes phases de l expansion de l Univers. Sources : NASA WMAP Science Team. thèse primordiale lorsque la température de l Univers atteint 10 9 K (t 10 2 s). Cette période se caractérise par la formation des éléments légers de l Univers grâce à la fusion des neutrons et des protons. Cette nucléosynthèse permet la création du deuterium, de l hélium et du lithium. A t 10 3 s, l expansion qui suit son cours rend la densité et la température de l Univers trop faibles pour permettre la fusion d autres noyaux, ce qui a pour conséquence d arrêter la nucléosynthèse primordiale ans après la singularité initiale, l Univers subit sa première transition majeure : la recombinaison. Cette transition correspond à la capture d électrons par les produits ionisés de la nucléosynthèse primordiale. Cette phase ne peut avoir lieu que lorsque l Univers atteint une température de T 3000 K. En effet, à cette température l énergie du photon le plus énergétique est inférieure à l énergie d ionisation de l atome d hydrogène (c est-à-dire 13 ev). La recombinaison entraîne alors le découplage du rayonnement et de la matière : les électrons ayant été capturés par les protons, le libre parcours moyen des photons devient plus grand que la taille de l horizon. Ces photons forment le fond diffus cosmologique observé aujourd hui dans le rayonnement millimétrique. L Univers entre alors dans un âge dit "sombre" qui est la période entre l émission du fond diffus cosmologique et l allumage des premières étoiles. Cette période est difficilement étudiable puisqu aucun processus astrophysique ne produit alors de rayonnement électromagnétique. Pendant l âge sombre la formation des grandes structures commence et les premières étoiles s allument. La fin de l âge sombre est marquée par la ionisation totale de l Univers : c est la réionisation. L époque de la réionisation ainsi que son origine restent aujourd hui encore sujet à débat mais

29 1.2. Quelques grandeurs cosmologiques 11 semble actuellement située entre 6 < z < 12 (Chary 2008). A partir de la réionisation l Univers va subir une évolution plus calme dominée par la formation des grandes structures et des galaxies. C est dans ce cadre que se situe mon travail de thèse, puisqu il consiste à étudier l évolution de la formation d étoiles au sein de l Univers La formation des grandes structures et des galaxies Nous venons de voir que la cosmologie moderne repose sur le principe fondamental qui stipule que l Univers est homogène et isotrope. Néanmoins ce principe fondateur semble être en désaccord avec notre vision de l Univers. Du point de vue de l observateur l Univers est structuré : les étoiles se regroupent pour former les galaxies ( 100 kpc) qui elles-mêmes se regroupent en amas ( 10 Mpc) le long de filaments ( 100 Mpc). Pour expliquer la présence de ces structures dans le cadre du principe fondamental de la cosmologie moderne, il est nécessaire d invoquer la théorie des perturbations. Quelques s après la singularité initiale, l Univers est dominé par les fluctuations quantiques qui engendrent des inhomogénéités aux petites échelles. Lors de l inflation ces inhomogénéités vont grandir avec l Univers et vont laisser leurs empreintes dans le fond diffus cosmologique (avant la recombinaison, le rayonnement et la matière sont en équilibre). Les mesures de COBE et WMAP confirment cette théorie des perturbations primordiales. Après la recombinaison, la matière baryonique qui est devenue neutre arrête d interagir avec les photons et commence donc à s effondrer dans les puits de potentiel de matière noire résultant de l amplification des perturbations primordiales. C est la première phase de la formation des grandes structures de l Univers. La matière baryonique qui s effondre d abord dans les perturbations de faibles masses (modèle hiérarchique ou "bottom-up") commence alors à se refroidir grâce à différents phénomènes physiques : collision, rayonnement de freinage, transition radiative... La matière baryonique qui continue à s effondrer va alors se densifier jusqu à atteindre une densité suffisante pour amorcer la formation stellaire. C est le début de la réionisation et de la formation des galaxies. 1.2 Quelques grandeurs cosmologiques Dans cette partie je vais présenter l influence de l expansion de l Univers sur la mesure de la distance et du spectre des objets lointains Le décalage cosmologique des longueurs d onde Les rayons lumineux, qui représentent la principale source d information de toutes études astrophysiques, vont subir un décalage de nature cosmologique de leur longueur d onde au cours de leur trajet entre la source émettrice et l observateur. Sous l effet de l expansion de l Univers, le temps entre deux maxima de l onde électromagnétique va grandir. La longueur d onde de cette onde électromagnétique va donc changer. On définit alors le redshift, z, (décalage vers le rouge) ainsi : λ 1 λ 0 = 1 + z (1.7)

30 12 Chapitre 1. La cosmologie observationnelle où λ 0 est la longueur d onde à laquelle le rayonnement a été émis et λ 1 est la longueur d onde observée. Grâce aux équations de la relativité on peut montrer que ce décalage cosmologique est directement relié au paramètre d échelle de l Univers, a(t), par : 1 + z = a(t 0) a(t) (1.8) Ainsi le spectre de tous objets astrophysiques va subir ce décalage cosmologique auquel peut s ajouter un autre décalage dû au mouvement propre de l objet émetteur. Ce décalage additionnel, qui est lui un effet Doppler classique, est néanmoins négligeable lors de l étude des objets distants, c est-à-dire z > Distance et volume en cosmologie On distingue trois grandes distances dans le cadre de la cosmologie moderne. La première est la distance comobile qui est définie comme étant la distance entre deux sources situées respectivement à z 1 et z 2 et qui reste constante si les deux sources sont immobiles. Cette distance n est donc pas affectée par l expansion de l Univers et est définie par : d c = dl = En astronomie il est courant de relier la luminosité absolue émise par un objet (L) et le flux perçu de cet objet (S) par : S = L 4πd 2 (1.10) l Néanmoins si cette formule est vraie dans le cas d un Univers statique, elle ne l est plus dans le cas d un Univers en expansion. Pour préserver cette formule on définit alors une deuxième distance, dite distance lumineuse, qui s exprime en fonction de la distance comobile par : cdt a(t) (1.9) d l = (1 + z)d c (1.11) De même il est classique de relier la distance d un objet que l on observe, l angle sous lequel on le voit ( θ) et sa taille physique (R obj ) par : R obj = θd A (1.12) Néanmoins cette formule n étant plus vraie au sein d un Univers en expansion il est nécessaire d introduire une distance, dite angulaire, définie par : d A = d c 1 + z (1.13) Enfin je définirai une grandeur très importante pour la suite de mon étude et tout particulièrement pour le calcul des fonctions de luminosité (voir partie 8) qui est le volume comobile. Le volume comobile est défini comme étant le volume à l intérieur duquel le nombre d objets immobiles reste constant. Ce volume doit donc croître au rythme de l expansion de l Univers. Le volume comobile d une région du ciel vue sous un angle solide Ω entre le redshift z 1 et z 2 est donné par : z2 V c = c (1 + z) 2 d 2 AΩ dz (1.14) H(z) z1

31 1.3. Comptages Comptages L une des façons les plus naturelles d étudier statistiquement les objets observés dans le ciel est bien sûr de les classer selon leur flux. C est ce qu on appelle le comptage des galaxies. Ces comptages permettent, de façon simple, d étudier les propriétés statistiques des populations sousjacentes et également de donner des renseignements sur la valeur des paramètres cosmologiques. On distingue deux types de comptages : - les comptages différentiels, qui consistent à compter le nombre de galaxies par unité de surface du ciel ayant un flux compris entre S ν et S ν + ds ν. - les comptages intégraux, qui consistent à compter par unité de surface du ciel le nombre de galaxies ayant un flux supérieur à un S ν donné. Dans le cas d un Univers Euclidien on peut prédire le comportement des comptages. On considère tout d abord que l Univers est statique et que le nombre de sources par unité de volume (N 0 ) n évolue pas. On considère ensuite que le spectre de ces galaxies est tout à fait particulier puisqu il est constant (en S ν ) sur une grande gamme de longueurs d onde et qu il ne subit aucune évolution avec le temps. Grâce à toutes ces hypothèses simplificatrices on peut alors déduire que le nombre de sources observées par stéradian à l intérieur d une sphère de rayon r est donné par : N = 1 N 0 4πr 2 dr = 1 4π 3 N 0r 3 (1.15) De plus, nous savons également que la luminosité émise par une source et le flux reçu de celle-ci par l observateur sont reliés par : S ν = L ν Lν 4πr 2 donc r = (1.16) 4πS ν en substituant r dans l équation 1.15 puis en dérivant N par rapport à S ν on obtient alors : dn ds ν = 1 2 N 0 ( Lν 4π ) 3/2S 5/2 ν S 5/2 ν (1.17) L évolution des comptages différentiels comme Sν 5/2 n est bien sûr valable que dans le cas d un Univers euclidien. Cette évolution reste néanmoins utilisée pour représenter les comptages différentiels (en les multipliant par Sν 5/2 ) afin de séparer toute évolution physique des galaxies d une évolution géométrique. Les comptages intégraux, qui sont simplement donnés par l intégrale de l équation 1.17 par rapport à ds ν, sont alors exprimés par : N(S > S ν ) = 1 3 N 0 ( Lν ) 3/2S 3/2 ν Sν 3/2 (1.18) 4π En pratique les sources étudiées dans les études de comptages évoluent dans un Univers en expansion. Cette expansion va alors affecter les comptages de trois manières : - plus un objet est distant de l observateur, plus le spectre de celui-ci est décalé vers le rouge. Le spectre de ces objets, qui n est potentiellement pas constant en fonction de la longueur d onde, va donc modifier les comptages par rapport au cas Euclidien. La correction de cet effet est couramment appelée k-correction ; - plus un objet est distant, plus cet objet est jeune. Son spectre est donc potentiellement différent de celui d un objet de l univers local, ce qui a pour conséquence de modifier la forme