Buts et stratégie d'observation

Au début de la mission ISO, les modèles de formation et d'évolution des galaxies [Guiderdoni et al.(1998), par exemple] construisent plusieurs scénarii compatibles avec les contraintes observationnelles alors disponibles, comme le niveau du fond extragalactique et les comptages dans le domaine UV, visible, proche infrarouge, et infrarouge lointain peu profonds. En particulier, la nature de l'évolution des galaxies infrarouges, où le rôle de la poussière est prépondérant, n'est quasiment pas contrainte. Seules des observations plus profondes dans l'infrarouge permettent d'apporter de nouvelles contraintes pour discriminer les différents scénarii.

Alors que les comptages profonds d'IRAS à 60 $\mu$ m permettent marginalement de détecter une évolution, un nouveau relevé profond de plus grande sensibilité mais aussi à plus grande longueur d'onde permet de mieux quantifier cette évolution [Guiderdoni et al.(1997)]. En effet, soit le spectre d'une galaxie (le détail du spectre est donné dans le chapitre 5): la correction-K est le rapport, à une longueur d'onde donnée, du flux donné par le spectre et du flux donné par le spectre décallé d'un facteur 1 + z. Cette correction-K, exprimée en fonction du redshift z, indique comment la forme du spectre d'une galaxie influe sur sa détectabilité à plus grand redshift en fonction de la longueur d'onde d'observation.

**Figure:** Correction-K à 170 $\mu$ m (ligne noire), 90 $\mu$ m (tiret rouge), 60 $\mu$ m (pointillé vert), et à 15 $\mu$ m (tiret-point bleu); la remontée à 15 $\mu$ m est due au passage des bandes de PAH, et la montée à 170 $\mu$ m est due au passage du pic d'émission de la galaxie. Le spectre utilisé est détaillé dans le chapitre 5.
$\includegraphics[width=0.85\textwidth]{Chap2/compare_k_3.eps}$

La figure 2.11 montre les corrections-K que nous avons calculées pour 4 filtres: 15 $\mu$ m d'ISOCAM, 60 $\mu$ m d'IRAS, et 90 et 170 $\mu$ m d'ISOPHOT. Alors qu'à 15 et 60 $\mu$ m cette correction décroît rapidement avec le redshift, elle décroît moins rapidement à 90 $\mu$ m. A 170 $\mu$ m la situation est bien différente: elle augmente d'un facteur 1.5 jusqu'à un redshift de 1. La longueur d'onde d'observation apparaissant comme la plus prometteuse pour les relevés cosmologiques est 170 $\mu$ m.

Cet effet, appelé ``correction-K négative'', augmente la possibilité de sonder des galaxies jusqu'à des redshifts conséquents à 170 $\mu$ m, puisque leur spectre ``magnifie'' leur intensité apparente, juste à cause de la forme du spectre. Une galaxie lointaine peut donc être plus facilement détectée qu'une galaxie locale. Dans notre exemple, une galaxie locale ou situèe à z = 2.5 émet le même rayonnement à 170 $\mu$ m (en négligeant l'effet de module de distance).

Nous avons par conséquent choisi pour FIRBACK la bande spectrale ayant la plus grande longueur d'onde disponible sur ISO, et la plus large bande passante disponible, et disposant de la meilleure transmission. Le filtre centré à 200 $\mu$ m a une bande passante spectrale très intéressante, mais sa transmission, inférieure à 45%, limite la sensibilité. Le filtre centré à 180 $\mu$ m ne dispose pas d'une bande passante aussi large que le filtre centré à 200 $\mu$ m et sa transmission est inférieure à 60%. Le filtre centré à 170 $\mu$ m transmet plus de 60% du signal, et sa bande passante est large (cf figure 2.5). C'est donc le meilleur filtre pour les relevés cosmologiques profonds.

[Guiderdoni et al.(1997)] prédisent qu'avec un bruit de détecteur de 10 mJy rms à 170 $\mu$ m, il est possible non seulement de détecter des sources pour les compter, mais aussi de détecter les fluctuations du fond extragalactique en les séparant des fluctuations des cirrus Galactiques. Il est alors nécessaire d'observer avec beaucoup de redondance.

Pour atteindre cette sensibilité, les observations ont toutes été effectuées en mode P22, le mode de cartographie en raster, pour disposer de redondance et couvrir une large surface: entre chaque pointage, ISO ne se dépointe que d'un pixel PHOT, pour que d'autres pixels du détecteur observent la même région du ciel.