FORMATION D’ETOILES DANS LES GALAXIES

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Echantillon de Galaxie

Le COSMOS emploie des données de multi-longueur d’onde, qui incluent la formation d’image et des observations spectroscopiques des rayons X pour transmettre par radio des longueurs d’onde, pour étudier la formation de galaxie et l’évolution en fonction du déplacement vers le rouge (hors de z ∼ 5) et l’environnement de structure à grande échelle, couvrant des 2 domaines de degré carrés dans le ciel. Nous avons employé deux modèles provenant de COSMOS qui comprend le catalogue de sources de VLA-COSMOS et catalogue de sources de Spitzer-COSMOS. Les catalogues ont été recherchés par l’outil en ligne GATOR qui contient des archives de données de COSMOS. En outre, nous avons obtenu deux catalogues de spectroscopique optique des déplacements vers le rouge qui viennent du catalogue d’ESO VLT zCOSMOS et du télescope de Magellan.

Catalogue de photométrie de Spitzer-COSMOS

Le projet de Spitzer-COSMOS (Sanders et al., 2007) contient l’image de Spitzer dans le champ de COSMOS en tous les filtres d’IRAC et MIPS. Le projet FWHM de Spitzer-COSMOS de la fonction de diffusion de point à 24 μm est 5.8″ et de 1σ de limite de détection de source ∼ 0.018 mJy au-dessus d’une grande fraction du secteur reflètent (Le Floc’h et al., 2009). Les densités de flux en MIPS 24 μm ont été mesurés avec l’algorithme DAOPHOT de PSF-fitting (Stetson, 1987).
Nous avons employé un catalogue qui se compose le MIPS à 24 μm du catalogue de GO3 Spitzer-COSMOS (Le Floc’h et al., 2009). Tout le nombre de sources obtenues à partir du catalogue GO3 est 17713 avec la densité totale de flux s’étendant de 0,15 à 126,515 mJy et une incertitude dans la densité de flux de 0,012 à 9,05 mJy.

Spectroscopique de décalage vers le rouge

Dans ce travail, nous avons employé le spectroscopique des déplacements vers le rouge qui contient 10126 de sources dont 9168 obtenus à partir du VLT zCOSMOS (Lilly et al., 2007, 2009) ce qui sont complétés par 958 déplacements vers le rouge de source obtenus à partir du télescope de Magellan (Baade) (Trump et al., 2007).

Echantillon final : assorti de Radio-infrarouge avec z-spectroscopique

Nous avons recherché des contreparties de Spitzer-COSMOS à chaque source de VLA- COSMOS en utilisant un rayon assorti de 2 « . Nous avons alors employé le catalogue assorti d’IR-radio à la recherche pour les contreparties spectroscopiques optiques en utilisant un rayon assorti semblable. L’échantillon résultant se compose de 573 (555 galaxies de champ + 18 groupes de galaxie) sources qui sont avec succès assorties dans l’IR-radio et ont de spectroscopique de déplacements vers le rouge sécurisé. Dans ce mémoire, nous mesurons la luminosité par radio et la luminosité par infrarouge aussi bien que le taux de formation stellaire pour ces galaxies de champ.

Contrôle de l’échantillon

Dans le but à isoler pour distinguer NAG et SF, il est devenu populaire pour construire les contrôles de l’échantillon pour confronter les propriétés des galaxies. Pierce et al. (2011) a constaté que plus de 90 % des galaxies radio- silencieuses de NAG subissent la formation d’ étoiles au taux supérieure aux au-dessus de , et 35% sont expérimentalement excédé le taux de formation stellaire (voir figure 5). Dans ce travail, nous avons 555 sources de taux de formation stellaire et nous avons constaté que plus de 85 % de ces galaxies subissent des taux de formation stellaire au-dessus de.

Evaluation de taux de formation stellaire en fonction de z

Il est bien connu que la luminosité par radio des galaxies puisse être employée pour séparer les SF et le NAG. Dans la littérature, il est établi que si la luminosité par radio des galaxies est plus grand que , ((Clewley and Jarvis, 2004) ; (Donoso et al., 2009)) elles sont considérées comme des NAGs, et si la valeur est sous elles sont considérées comme une SF. Ici, nous analysons 555 galaxies de champ avec le spectroscopique de déplacement vers le rouge de COSMOS.
Dans la figure 4 et figure 5 nous présentons la luminosité par radio et le taux de formation stellaire en fonction de z. Nous pouvons voir que la luminosité par radio et le taux de formation stellaire augmentent lorsque z augmente et devient aplati autour de.
. Cette tendance dans SFR a été trouvée dans la littérature que lorsqu’à un z plus élevé il y a source des galaxies actives et massives (voir Hopkins et Beacom (2006)).

Maximum de taux de formation stellaire

Comme peut être vu dans le figure 5, le taux de formation stellaire augmente à mesure qu’en fonction de z (autour de ) et devenir plat à partir de z = 1,5. Pour notre modèle, nous constatons que la valeur de SFR est maximale dans le rang de déplacement vers le rouge 0.7 < z < 1.5. De quelque manière qu’il y a une source qui peut être une mauvaise mesure de flux qui est en pour davantage de recherche pour ne pas inclure dans la portée du travail.

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Table des matières

CHAPITRE 1 : GENERALITES
1.1. MORPHOLOGIE DE GALAXIE
1.2. FORMATION D’ETOILES DANS LES GALAXIES
1.2.1. Mécanisme de l’émission radio
1.2.2. Formation des Etoiles dans les Galaxies
1.3. LE NOYAU ACTIF DE GALAXIE
CHAPITRE 2 : DONNEES ET METHODES
2.1. DONNEES ET ANALYSE
2.1.1. Données et sélection de l’échantillon
2.1.2. Echantillon de Galaxie
2.1.3. Catalogue de photométrie de Spitzer-COSMOS
2.1.4. Spectroscopique de décalage vers le rouge
2.1.5. Echantillon final : assorti de Radio-infrarouge avec z-spectroscopique
2.2. METHODES
2.2.1. Analyse de données
2.2.2. La luminosité par radio
2.2.3. Le taux de formation stellaire
CHAPITRE 3 : RESULTATS ET DISCUSSIONS
3.1. RESULTATS
3.1.1. Luminosité par radio avec z
3.1.2. Taux de formation stellaire en fonction de z
3.1.3. Histogramme du décalage vers le rouge
3.1.4. Histogramme de la luminosité par radio
3.1.5. Histogramme de taux de formation stellaire
3.1.6. Le NAG de Pierce et al. (2001) avec nos Galaxies
3.2. DISCUSSIONS
3.2.1. Contrôle de l’échantillon
3.2.2. Evaluation de taux de formation stellaire en fonction de z
3.2.3. Maximum de taux de formation stellaire
CONCLUSION
FUTURS TRAVAILS
ANNEXE
BIBLIOGRAPHIE