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Cadre général

Les modèles de formation et d'évolution des galaxies utilisent le scénario standard, explicité par exemple par [Guiderdoni et al.(1998)], [Longair(1998)] ou [Devriendt(1999)], et dont les travaux pionniers sont de [Kauffmann et al.(1993)] et [Cole et al.(1994)].

En résumé, les fluctuations quantiques de densité d'un univers homogène et isotrope ont un spectre de puissance initial P(k) qui dépend de l'échelle spatiale k selon: P(k) $ \propto$ kn. Les observations sont en faveur de n = 1 [Smoot et al.(1992)], valeur par ailleurs prédite par les modèles d'inflation. Pour n = 1, l'amplitude des fluctuations ne dépend pas de l'échelle. Le spectre de puissance est alors connu sous le nom de Harrison-Zeldovich. Les germes des grandes structures observées aujourd'hui sont ces fluctuations ayant subi un épisode d'inflation exponentielle.

La gravitation provoque une croissance linéaire des fluctuations. Le scénario quitte ensuite le régime linéaire et l'effondrement des perturbations conduit à la formation des halos dominés par la matière noire. Les halos se virialisent et le gaz baryonique émet de la rayonnement en se refroidissant dans le puits de potentiel pour former des coeurs denses progéniteurs des premières étoiles.

Enfin, le scénario jusqu'à la formation des galaxies locales devient très complexe et sa modélisation requiert de nombreux paramètres libres et parfois l'utilisation de lois empiriques. Ainsi par exemple l'ajout ad hoc de galaxies infrarouges ULIRG's pour rendre compte des comptages dans l'infrarouge. La difficulté consiste à inclure de manière détaillée de nombreux processus physiques tels que la formation d'étoiles, son taux, la prise en compte des supernovae, l'évolution chimique, les collisions, fusions etc.

Cette approche est souvent appelée Forward Evolution models (FE) [Lonsdale(1995)], modèle d'évolution temporelle. On y distingue les modèles physiques des modèles semi-analytiques, ces derniers introduisant des lois empiriques pour la partie non linéaire. Parmi les avantages d'une telle approche se trouvent la possibilité d'étudier tout le spectre électromagnétique des UV jusqu'au millimétrique, facilitant ainsi la contrainte de certains paramètres d'entrée. La contrepartie est que de nombreux paramètres libres et hypothèses sont nécessaires, rendant les modèles souvent peu contraignants.

Il existe une autre approche, complémentaire et plus empirique, qui utilise en entrée des données déterminées dans l'Univers Local, et les extrapolent pour les plus grands redshifts, c'est-à-dire dans le passé. Ces modèles sont parfois appelés Backward Evolution models (BE), ou modèles d'évolution dans le passé.

Dans cette classe de modèles, on utilise la fonction de luminosité (LF) locale, que l'on extrapole à plus grand redshift selon une loi d'évolution en général déterminée simplement par quelques paramètres. Le but est de reproduire toutes les observables, en particulier les comptages et les distributions en redshift.

Cette méthode donne une compréhension phénoménologique de l'évolution des galaxies dans un vaste domaine spectral, mais ne donnent pas une vue détaillée de la physique des processus d'évolution. Par ailleurs des effets d'évolution peuvent être dégénérés en nombre ou en luminosité. Enfin, elle a l'avantage de necessiter un minimum d'hypothèses et de paramètres d'entrée: la LF locale, et des spectres de galaxies pour en calculer la correction-K.

C'est dans ce cadre que nous nous placerons.


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Dr Hervé Dole, University of Arizona, http://mips.as.arizona.edu/~hdole Mon 05-Feb-2001 16:58 PST