Les anisotropies du fond diffus infrarouge : un nouvel outil pour sonder l'évolution des structures

• Main Author: Penin, Aurelie
• Other Authors: Paris 11
• Language: fr
• Published: 2011
• Subjects: Cosmologie; Galaxies; Méthodes statistiques; Infrarouge; Cosmology; Statistical methods; Infrared
• Online Access: http://www.theses.fr/2011PA112164/document

Le fond diffus infrarouge est la contribution de toutes les galaxies infrarouges intégrée sur toute l’histoire de l’Univers. Il émet entre 8 et 1000 µm et à un pic vers 200 µm. On résout une large fraction de ce fond dans l’infrarouge proche mais seule une petite fraction l’est dans l’infrarouge moyen et lointain à cause de la confusion. Les sources les plus faibles sont perdues dans le bruit de confusion. Cela forme des fluctuations de brillance, les anisotropies du fond diffus infrarouge. L’étude de ces fluctuations permet l’étude des galaxies sous le seuil de détection, donc des galaxies les plus faibles. Grâce au spectre de puissance on peut mesurer la puissance conte- nue dans ces fluctuations en fonction de l’échelle spatiale. Cette mesure contient, entre autre, le regroupement des galaxies infrarouges. Dans un premier temps, j’ai isolé du spectre de puissance d’une carte infrarouge, le spectre de puissance dû uniquement aux galaxies infrarouges. En effet, aux grandes échelles spatiales, il est contaminé par l’émission des cirrus Galactiques. Ces cirrus sont des nuages d’hydrogène neutre, tracés par la raie à 21 cm. J’ai donc utilisé des données à 21 cm pour estimer l’émission infrarouge de ces cirrus pour ensuite la soustraire aux cartes infrarouge à 100 et 160 µm. Cela m’a aussi permis de faire une mesure précise du niveau absolu du fond diffus infrarouge à ces longueurs d’onde. Afin d’analyser ces spectres de puissances, j’ai mis en place un modèle de regroupement des galaxies infrarouges reliant un modèle d’évolution des galaxies infrarouge reproduisant les données existantes dont celles d’Herschel et un modèle de halo. C’est un modèle complétement paramétré ce qui permet l’étude des dégénérescences de ces paramètres. J’en ai aussi tiré des mesures physiques et leur évolution avec la longueur d’onde. De plus, j’ai ajusté les données existantes de 100 à 1380 µm. Grâce au modèle on peut déterminer les contributions en redshift à chaque longueur d’onde. Les courtes longueurs d’onde tracent les bas redshifts alors que les grandes longueurs d’onde tracent les hauts redshifts. Cependant la contribution des bas redshifts est loin d’être négligeable à ces longueurs d’onde. Afin de déterminer l’évolution du regroupement avec le redshift des cartes des anisotropies du fond diffus infrarouge sont nécessaires. Je vais expliciter une méthode de séparation de composantes dédiée à cela. === The Cosmic Infrared Background is the contribution of all infrared galaxies integrated on the history of the Universe. It emits between 8 and 1000 um with a peak around 200 um. A large fraction of this background is resolved into sources in the near infrared but only a tiny fraction is in the mid and far infrared because of confusion. The least luminous sources are lost in the confusion noise which forms brightness fluctuations, the anisotropies of the cosmic infrared background. The study of these fluctuations enables the study of the galaxies below the detection threshold, thus the less luminous galaxies. Thanks to the power spectrum we can measure the power contained in these fluctuations as a function of the scale. This measure contains, among others, the clustering of the infrared galaxies. First, I have isolated from the power spectrum of an infrared map, the power spectrum only due to infrared galaxies. Indeed, at large spatial scales, it is contaminated by the emission of Galactic cirrus. These cirrus are clouds of neutral hydrogen traced by the 21 cm line. Therefore, I made use of data at 21 cm to estimate the infrared emission of these cirrus that I have then subtracted from infrared maps at 100 and 160 um.This has also enabled me to compute the absolute level of the cosmic infrared background at these wavelengths. In order to analyse these power spectra, I developped a model of clustering of infrared galaxies. To do so I linked a model of evolution of galaxies that reproduces very well existing data including those of Herschel and a halo model. This is a fully parametric model that enables the study of the degeneracies of these parameters. I was also able to study the evolution with the wavelength of several physical measures. Furthermore, I fitted data from 100 um to 1380 um. Thanks to that model, I can determine the redshift distribution at each wavelength. Short wavelength probe small redshifts whereas long wavelength probe high redshifts. However the contribution of small redshift is far from being negligeable at long wavelength. As a long term purpose of determining the evolution of the clustering if the infrared galaxies, maps of the anisotropies of the cosmic infrared background are needed. I will then detail a component separation method dedicated to this problem.