Compter les galaxies infrarouges, raconter leur histoire : propriétés statistiques des galaxies infrarouges à grand redshift et origine du fond extragalactique infrarouge

• Main Author: Bethermin, Matthieu
• Other Authors: Paris 11
• Language: fr
• Published: 2011
• Subjects: Galaxies; Cosmologie; Comptages; Infrarouge; Observations; Spitzer; Herschel; Evolution; Formation; Cosmology; Counts; Infrared
• Online Access: http://www.theses.fr/2011PA112120/document

Le fond extragalactique est le rayonnement relique issu de tous les processus de formation des structures dans l'Univers. Environ la moitié de ce fond, appelé fond infrarouge est émis dans l'intervalle 8-1000 microns, a un maximum d'émission autour de 150 microns, et est essentiellement dû aux processus de formation d'étoiles dans l'Univers. En effet, la luminosité infrarouge d'une galaxie est fortement liée à la formation d'étoiles en son sein. Pour bien comprendre l'origine du fond infrarouge, il faut donc également déterminer l'évolution des galaxies infrarouges.Une mesure statistique relativement simple permettant de comprendre l'origine du fond infrarouge, mais également l'évolution des galaxies, consiste à compter les sources en fonction de leur flux. J'ai mesuré les comptages de sources infrarouges dans les données des télescopes spatiaux Spitzer et Herschel, ainsi que celles de l'expérience BLAST, en utilisant des méthodes variées. Les sources détectées individuellement dans les cartes Spitzer à 24 microns émettent la majeure partie du fond. En revanche, à plus grande longueur d'onde, la sensibilité et la résolution angulaire des instruments décroît. Les sources détectées n'expliquent alors plus qu'une petite partie du fond. L'analyse par empilement (ou stacking) permet de mesurer le flux moyen infrarouge lointain ou sub-millimétrique d'une population détectée uniquement dans l'infrarouge moyen. Cette technique fournit des limites inférieures contraignantes sur la valeur du fond à grande longueur d'onde, mais permet également de compter les sources trop faibles pour être détectées individuellement. Ces résultats sont confirmés grâce à l'analyse dite P(D), qui permet de déterminer les comptages directement à partir de l'histogramme d'une carte infrarouge.Ces nouvelles contraintes permettent de préciser le scénario d'évolution des galaxies infrarouges. J'ai construit un modèle paramétrique d'évolution de ces objets permettant d'interpréter les comptages. Ce modèle reproduit de manière satisfaisant les propriétés statistiques de galaxies infrarouges de 15 microns à 1.1 mm. Il prédit que dans l'Univers jeune (z>2), la formation d'étoile a eu lieu majoritairement dans des galaxies ultra-lumineuses en infrarouges (LIR>10^12 luminosités solaires). Ces galaxies formaient des étoiles à un rythme très intense (plus de 100 masses solaires par ans) et n'ont que très peu d'équivalent dans l'Univers local. Depuis, le taux de formation d'étoiles a diminué d'un facteur 10, et la formation d'étoiles a aujourd'hui majoritairement lieu dans des galaxies semblables à la notre. Ce modèle d'évolution a par la suite été utilisé pour interpréter les fluctuations du fond infrarouge à grande longueur d'onde observées par BLAST, Planck et Herschel. === The extragalactic background light is the relic emission of the process of structure formation in the Universe. About half of this background, called cosmic infrared background, is emitted in the 8-1000 microns interval, peaks near 150 microns, and is essentially due to the star formation processes in the Universe. In fact, the infrared luminosity of a galaxy is linked to the hosted star formation. It is thus necessary to determine the evolution of infrared galaxies to well understand the origin of the cosmic infrared background.A rather simple statistical measurement, enabling to understand the origin of the cosmic infrared background, but also the evolution of the galaxies, consist in counting the sources as a function of their flux. I measured number counts of infrared galaxies using different methods in the data of the Spitzer and Herschel space telescopes, and of the BLAST experiment. The individually detected sources in the 24 microns Spitzer maps are responsible of the main part of the background. But, at larger wavelength, the sensitivity and the angular resolution of the instruments decreases, and the detected sources explain only a small part of the background. The stacking analysis enable to measure the mean far-infrared or sub-millimeter flux of a population detected only in the mid-infrared. This technique provides stringent lower limits on the level of the background, but also enables to count the sources which are too faint to be detected individually. These results are confirmed by the P(D) analysis, which determines the counts from the histogram of the infrared maps.These new measurements constrain the evolution of the infrared galaxies. I built a parametric evolution model to interpret the source counts. This model well reproduces the statistical properties of the infrared galaxies between 15 and 1100 microns. It predicts that the star formation in the young Universe (z>2) mainly happen in ultra-luminous infrared galaxies (LIR> 10^12 Lsun). These galaxies formed stars very quickly (more than 100 Msun/years), and have few equivalents in the local Universe. Nowadays, the star formation rate has decreased by a factor of ten, and the star formation mainly happen in galaxies like ours. This model has been used to interpret the fluctuations of the cosmic infrared background at large wavelength observed by BLAST, Planck, and Herschel.