Evolution de la partie brillante

Afin de rendre compte des observations de galaxies très lumineuses et des premières tentatives de mesure de LF à grand redshift, une alternative aux évolutions précédentes consiste à faire évoluer seulement la partie brillante de la LF.

Nous séparons la LF en deux composantes: une fraction dite d'ULIRG's (en toute rigueur on devrait employer ici le terme de LIRG's) et une fraction de galaxies dites normales. Les ULIRG's ont des luminosités supérieures à typiquement 10¹¹L_$\odot$. Les galaxies normales ont des luminosités plus faibles, inférieures ou égales à L_$\star$ $\simeq$ 10¹⁰L_$\odot$.

La partie brillante d'ULIRG's, croît en densité avec le redshift, alors que la partie de galaxies normales n'évolue pas dans ce modèle. Cette simplification se justifie par le fait que la population de galaxies qui domine l'énergie du fond sont les ULIRG's à 850 $\mu$m. Une évolution des galaxies normales est présente mais négligeable ici, si l'on s'en tient au domaine infrarouge et submillimétrique.

Les figures 5.7, 5.8, 5.9 et 5.10 montrent la fonction de luminosité respectivement à z=0, 0.3, 1.0 et 2.5. La LF totale est représentée en trait plein (bleu), la partie ULIRG de galaxies très lumineuses qui évolue est en tiret (rouge), et la partie de galaxies normales qui n'évoluent pas dans ce modèle est représentée en trait-point (vert). Les pointillés représentent la LF locale pour comparaison.

L'évolution de la densité d'énergie avec le redshift produite par l'évolution de la LF suit les contraintes données par [Gispert et al.(2000)], et est tracée en figure 5.11.

Les paramètres libres sont: la position du pic L_pic de la population qui domine l'évolution et la normalisation en fonction du redshift.

Nous trouvons, pour ajuster les données, que la population d'ULIRG qui évolue est centrée à une luminosité L_pic = 2.0×10¹¹L_$\odot$. Cette valeur est fortement contrainte par les comptages observés. Prendre un L_pic supérieur créerait trop de galaxies lumineuses, de sorte que le modèle n'ajusterait plus les comptages à 170 et 850 $\mu$m; l'abaisser aurait pour conséquence de ne plus ajuster les comptages à 15 $\mu$m.

La valeur L_pic = 2.0×10¹¹L_$\odot$ et la distribution de galaxie qu'elle induit n'est finalement guère surprenante, compte-tenu des indices observationnels existants: population de galaxies identifiées dans l'infrarouge et le submillimétrique, premières contraintes sur la LF à plus grand redshift.