Les différents relevés

Le programme ELAIS, pour European Large Area ISO Survey [Oliver et al.(1998),Oliver et al.(2000),Serjeant et al.(2000), par exemple] est destiné à faire le lien entre le relevé d'IRAS sur tout le ciel mais peu profond, et les relevés ISOCAM très profonds mais sur de petites surfaces: c'est un relevé d'environ 13^$\square$1.6 de moyenne profondeur, atteignant au mieux 1-2 mJy en moyenne à 15 $\mu$m et 1 mJy à 7 $\mu$m.

[Elbaz et al.(1999)] compile les résultats des plus profonds relevés à 15 $\mu$m (figure 1.6) effectués par leur groupe dans le champ sud Marano, ainsi que ceux de [Altieri et al.(1999)] dans l'amas A2390, [Goldschmidt et al.(1997)], [Mann et al.(1997)], [Oliver et al.(1997)], [Rowan-Robinson et al.(1997)], [Serjeant et al.(1997)] puis [Aussel et al.(1999)], [Starck et al.(1999)], [Désert et al.(1999)] dans les Hubble Deep Fields North et South. Du relevé Lockman shallow à l'amas A2390, en passant le Lockman Deep, les Marano et HDF, la surface couverte passe d'environ 2000 à 5 minutes d'arc carrées, la redondance de 3 à 100, le temps d'intégration par pixel de ciel de 3 à 432 minutes, et le flux pour lequel 80% de complétude est atteint de 1 mJy à 50 $\mu$Jy.

Figure 1.6: Comptages profonds avec ISOCAM à 15 $\mu$m, tiré de [Elbaz et al.(1999)]; la bande grisée correspond à l'extrapolation sans évolution des comptages IRAS.

Un autre relevé profond a été mené sur le champ 1415+52 du CFRS [Lilly et al.(1995)] à 7 $\mu$m [Flores et al.(1999a)] et à 15 $\mu$m [Flores et al.(1999b)]. Ce champ est, après le HDF, le plus étudié. Les 78 sources sont déjà identifiées grâce à leur spectre. De grande sensibilité ( 150 $\mu$Jy à 7 $\mu$m et 250 $\mu$Jy à 15 $\mu$m), le relevé permet de sonder des sources de redshift médian de 0.76 (à comparer avec 0.59 pour le CFRS). Des observations de suivi dans l'UV et dans le domaine radio leur ont permis de déterminer l'évolution du taux de formation d'étoiles dans l'Univers dans le domaine de redhsift 0.4 à 0.6.

D'autres relevés existent: [Taniguchi et al.(1997)] ont publié l'un des premiers à 7 $\mu$m dans le Lockman Hole (sources supérieures à 40 $\mu$Jy), alors que [Clements et al.(1999)] utilisent habilement des observations ``ratées'' de queue de comète à 12  $\mu$m (pour cause d'observation effectuée un jour trop tard: la comète était déjà sortie du champ) pour extraire les sources de flux supérieur à 250 $\mu$Jy et effectuer des comptages.

Les comptages montrent sans ambiguité une évolution des galaxies à 15 $\mu$m. Les données à 7 $\mu$m étant plus contaminées par les populations stellaires, l'évolution est moins probante.

Les principaux modèles disponibles spécifiquement pour ce domaine spectral sont [Jimenez & Kashlinsky(1999)], [Roche & Eales(1999)] et [Xu et al.(1998)], en plus des modèles multi longueurs d'onde de [Guiderdoni et al.(1998)] et de [Franceschini et al.(1998)]. Ils ajustent convenablement tous les comptages sur plusieurs ordres de grandeurs de flux, et ont en commun une forte évolution en luminosité et/ou en densité de galaxies starbursts comprenant de la poussière, avec différentes contributions des AGN.

Figure 1.7: Image préliminaire de CAM du champ profond HDF South à 15 $\mu$m, avec en superposition les contours à 7 $\mu$m. Image obtenue sur le site Web de ISO-HDFS (Oliver et al).