ETUDE DE SEDS DE GALAXIES INFRAROUGES

ETUDE DE SEDS DE GALAXIES INFRAROUGES

Construction du catalogue de sources

 Nous avons étudié les SEDs dans l’infrarouge de 372 galaxies détéctées à 8, 24, 70 et 160 µm. Le redshift de chacune des galaxies est connu : 387 (93%) sont spectroscopiques et proviennent du relevé AGES 1 (Kochanek et al., en préparation) et les 25 (7%) restants 1. sont photométriques et viennent du relevé COMBO-17 (Wolf et al. 2004). Ces galaxies sont situées dans les champs Boötes, FLS et CDFS. La photométrie de ces sources a été réalisée comme décrit au paragraphe II.2. C’est l’obtention du ux à 160 µm qui limite la taille principalement de l’échantillon, ce qui implique que cet échantillon est sélectionné dans l’infrarouge lointain. Nous disposons également du redshift d’un grand nombre de sources détéctées à 8 et 24 µm mais qui ne sont pas détectées dans l’infrarouge lointain (à cause des problèmes de sensibilité et de confusion cités plus haut). Une partie de ces sources provient de l’échantillon de Caputi et al. (2007). Pour toutes ces sources non détectées dans l’infrarouge lointain, nous avons utilisé la technique de stacking décrite au paragraphe II.3 an d’obtenir les ux moyens à 70 et 160 µm. Nous avons ainsi obtenu 13 SEDs moyennes contruites à partir d’un échantillon de ∼ 1700 galaxies sélectionnées dans l’infrarouge moyen et classées selon leur ux à 24 µm et leur redshift z. Nous avons également ajouté les 3 SEDs moyennes obtenues par Zheng et al. (2007) à un redshift de z ∼ 0.7. Les AGNs ont également été rejetés de notre échantillon grâce à des critères spectroscopiques pour les galaxies détectées directement à toutes les longueurs d’onde et les galaxies stackées dans les champ Boötes et FLS. Pour les galaxies provenant de l’échantillon de Caputi et al. (2007) des critères X et infrarouge-moyen ont été utilisés (voir les détails et la discussion dans le papier de Caputi et al. (2007)). 

• Estimation de la luminosité totale infrarouge 

Dans cette partie, nous dénissons la luminosité totale infrarouge par : LIR = Z 1000µm 5µm Lν dν (V.3) Cette dénition dière de celle introduite par Sanders & Mirabel (1996) qui mesurent la luminosité infrarouge entre 8 µm et 1000 µm. Nous avons modié la borne inférieure de l’intégrale an de prendre en compte la totalité de l’émission des PAHs : en eet, 5 µm est une limite plus raisonnable pour séparer l’émission stellaire de celle des poussières. En utilisant les SEDs du modèle de Lagache et al. (2004), nous avons établi une relation entre ces deux dénitions : L5−1000µm/L8−1000µm = 1.07 ± 0.04. Nous avons choisi d’estimer la luminosité totale infrarouge en faisant le moins d’hypothèses possibles. Nous avons en particulier décidé de ne pas ajuster de modèles de SEDs sur les points photométriques, comme il est pourtant souvent fait. Notre méthode nécessite uniquement la connaissance du redshift z et des 4 points photométriques (à 8, 24, 70 et 160 µm) de la source considérée. C’est une méthode simple similaire aux méthodes usuelles d’intégration (méthode des rectangles ou méthode des trapèzes). Cette méthode est illustrée gure V.3. La luminosité LIR est la somme des aires des cinq régions hachurées sur la gure V.3. Les régions 2, 3 et 4 sont des rectangles centrés (en échelle logarithmique) sur les longueurs d’onde 24/(1 + z), 70/(1 + z) et 160/(1 + z) µm (dans le référentiel au repos de la galaxie). Ces rectangles sont contigus, ce qui xe leur largeur. Leur hauteur est donnée par la valeur des luminosités observées. La région 1 est également un rectangle qui va de 5 µm au début de la région 2. La hauteur de ce rectangle est égale à la luminosité au centre de ce dernier et est obtenue en faisant une interpolation linéaire entre les points photométriques (en νLν ) à 8 et 24 µm. Au delà de z = 1.5 la largeur de cette boîte sera nulle et le ux à 8 µm ne sera donc plus utilisé. Enn, an de prendre en compte l’émission au delà du quatrième rectangle, c’est-à-dire dans l’infrarouge lointain, on dénit une cinquième région triangulaire (en échelle logarithmique) dont la pente est −4 et dont la hauteur est xée de telle sorte que le prolongement de l’hypothénuse passe par le point photométrique à 160 µm. Cette pente a été choisie car elle modélise correctement l’émission de type corps noir modié des gros grains. La valeur de cette pente a peu d’inuence sur l’estimation nale de LIR, qui varie de ∼ 1% quand la pente passe de −3.5 à −4.5. LIR est donc nalement une combinaison linéaire des quatre luminosités observées L8,obs , L24,obs , L70,obs et L160,obs , les coecients multiplicatifs dépendant du redshift. L’incertitude sur cette estimation peut facilement être obtenue en repercutant les erreurs photométriques de chacune des quatre luminosités. Nous avons validé cette méthode sur des SEDs connues (celles du modèle de Lagache et al. (2004)) en comparant les luminosités mesurées de cette façon à celles mesurées en intégrant proprement l’aire sous les SEDs entre 5 et 1000 µm. Les résultats sont donnés. A bas redshift, cette méthode donne de très bon résultats : pour 0 < z < 1, les erreurs sont inférieures à 15%. A plus grand redshift, comme le point photométrique à 160 µm sonde les plus courtes longueurs d’onde, il ne permet plus d’estimer correctement l’amplitude du pic d’émission des gros grains. La luminosité infrarouge mesurée grâce à cette méthode est alors sous-estimée. Pour les SEDs les plus froides (c’est à dire celles dont le maximum d’émission est à plus grande longueur d’onde), l’erreur peut aller jusqu’à 30%. Toutefois, ces SEDs ne sont pas représentatives des galaxies à grand redshift et en considérant des SEDs typiques pour cette gamme de redshift (telles que LIR ∼ L ? ), on obtient des erreurs plus petites (< 20%).. La ligne pointillée correspond aux SEDs telles que LIR = L ? . Grâce à cette méthode, nous avons mesuré la luminosité totale infrarouge des 372 galaxies de notre échantillon et des 18 SEDs moyennes. Notre échantillon couvre une large gamme de luminosité : de 109 à 1013L . 

• Estimation des luminosités monochromatiques dans le référentiel au repos grâce à la K-correction

An de calculer les luminosités monochromatiques à 8, 24, 70 et 160 µm dans le référentiel des galaxies, il est nécessaire d’appliquer une K-correction. Pour cela, nous avons utilisé la librairie de Dale et al. (2001) qui est, comme il a été expliqué précédemment, plus adaptée  pour ajuster les données de galaxies individuelles. Pour chaque SED observée (individuelle ou moyenne), nous avons cherché parmi les 64 SEDs de la librairie DH celle qui minimisait le χ 2 déni par : χ 2 = X λ=8,24,70,160µm