Comparaison avec le modèle de [Guiderdoni et al.(1998)]

Figure 5.18: Fonction de luminosité de [Guiderdoni et al.(1998)] (trait plein) et de notre modèle (tiret rouge) pour plusieurs redshifts.

Figure 5.19: Distribution en redshift des sources de flux supérieurs à 120 mJy à 170 $\mu$m prédites par le modèle de [Guiderdoni et al.(1998)] (trait plein) et le nôtre (tiret bleu).

Le modèle de [Guiderdoni et al.(1998)], recemment mis à jour par [Devriendt & Guiderdoni(2000)], est l'un des rares à ajuster le niveau du CIB et à pouvoir ètre utilisé sur un vaste domaine spectral. Puisqu'il ajuste de manière acceptable les comptages FIRBACK(cf chapitre 4), il est intéressant de regarder les différences entre les deux modèles.

Dans leur modèle, [Guiderdoni et al.(1998)] ajoutent de façon ad hoc une population d'ULIRG's qui permet d'ajuster le CIB et les comptages. La fonction de luminosité qu'ils utilisent est présentée en figure 5.18. L'ajout des ULIRG's se fait à très grande luminosité, donc pour respecter la contrainte du CIB il faut les ajouter à plus haut redshift. Cela explique pourquoi leur distribution en redshift (figure 5.19) est piquée vers z = 1.5.

La figure 5.20 montre la comparaison, dans un diagrame LogN-LogS différentiel, avec les données à 170 $\mu$m des modèles A et E, et de notre modèle. L'accord est meilleur avec notre modèle, mais le modèle E prédit un nombre de sources moins d'un facteur 2 inférieur aux observations.

Figure 5.20: Comparaison des modèles A (point) et E (trait) de [Guiderdoni et al.(1998)] et de notre modèle (tiret) avec les donnèes à 170 $\mu$m pour les comptages différentiels.