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Introduction

La distribution des galaxies n'est pas à l'évidence uniforme sur le ciel. L'étude de cette distribution donne des informations importantes sur la nature et les processus de formation et d'évolution qui ont conduit à l'Univers actuel. L'observation des galaxies et la création de catalogues permettant de procèder à l'analyse statistique, n'est pas un processus direct, et il reste à comprendre quels sont les biais et comment ils jouent.

Par exemple, Disney (1976) a constaté que, si nous étions au centre d'une galaxie elliptique, la brillance de surface moyenne du ciel serait plus grande de 8 ou 9 magnitudes; cela rendrait presque impossible la détection des galaxies spirales et irregulières, et nous permettrait seulement d'observer les cores des galaxies elliptiques (cette situation évoque le célèbre conte d'Asimov, Nightfall, qui décrit une planète située dans un système multiple de douze étoiles, où la nuit tombe une fois tous les mille ans, et où l'on ignore complétement l'existence d'autres étoiles). Un autre exemple instructif est la fameuse ceinture de nébuleuses, belt of nebulae, qui avait fait penser que les ``nebulae" étaient des objets galactiques, car leur distribution sur la sphère celeste formait une bande. Nous savons aujourd'hui que cette bande apparente est due à l'absorption par notre Galaxie, qui nous a sérieusement empêché jusqu'à présent de connaitre la distribution des galaxies sur tout le ciel.

Or, nous basons notre connaissance de la structure à grande échelle dans l'Univers sur l'analyse de catalogues de galaxies. Les galaxies sont généralement détectées sur des plaques photographiques, dans le passé elles l'étaient à l'oeil nu, et plus récemment grâce à des algorithmes de recherche automatique.

Les galaxies sont sélectionnées jusqu'à une magnitude apparente maximale ou un diamètre apparent minimal; il faut néanmoins souligner que plusieurs facteurs déterminent l'inclusion ou non des galaxies dans un catalogue: la magnitude, la brillance de surface (de l'objet et du ciel), l'échelle du télescope et la Point Spread Function (PSF).

On doit aussi signaler que toutes les sélections souffrent de ces problèmes, y compris les sélections automatiques, souvent définies comme étant beaucoup plus ``objectives" que l'oeil humain.

Il est reconnu depuis longtemps qu'un effet systématique puisse exister dans les catalogues de galaxies. La figure gif montre la zone d'observation des galaxies dans le plan diamètre-luminosité (Arp, 1965).

  
Figure: Le plan diamètre-magnitude absolue

Il est certain qu'on peut perdre beaucoup de galaxies de faible brillance de surface ( Low Surface Brightness, ou LSB).

Par exemple, de Vaucouleurs et al. (1983) ont étudié un catalogue de galaxies de faible brillance de surface (van den Bergh, 1959), et ont trouvé une dépendance avec l'angle zénithal: les galaxies les plus faibles étaient à , qui correspond au zénith du Palomar; à un angle zénithal de , la brillance de surface moyenne devient 1 magnitude plus brillante.

Bothun et al. (1987) ont découvert le cas extrême d'une galaxie à avec une brillance de surface centrale et une luminosité integrée . Une question importante est de savoir quelle est la fréquence de ce type d'objets.

Même les galaxies qui sont détectées et incluses dans un catalogue, ne sont pas accessibles à un survey spectroscopique: le temps d'intégration nécessaire devient trop grand, et cela a donc pour résultat de biaiser notre catalogue spatial.

Il est donc évident qu'on peut avoir des problèmes avec des catalogues de galaxies où la sélection a eu lieu à partir de la magnitude ou du diamètre, car ce qui détermine aussi la visibilité ou non d'une galaxie est sa brillance de surface, et les deux critères de sélection ne sont pas du tout équivalents dans cette situation. Ici on décrira un aspect du problème, c'est à dire les effets de différentes sélections sur les indicateurs statistiques les plus courants, à partir du même échantillon des galaxies. Il s'agit d'un travail effectué en collaboration avec S. Bardelli et E. Zucca de l'Université de Bologne, et L. Moscardini de l'Université de Padoue (Zucca et al., 1991).



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alberto cappi
Wed Feb 5 10:43:08 MET 1997