Le fond extragalactique

Qu'est-ce que le fond extragalactique ? Il s'agit d'un rayonnement de fond isotrope dû à l'émission de toutes les galaxies. En pointant un instrument sur un endroit donné du ciel, il sera capable de résoudre des galaxies individuelles, mais pourra en principe détecter également ce rayonnement de fond créé par les autres galaxies non résolues. Ce rayonnement est d'un intérêt cosmologique considérable puisqu'il contient de l'information sur toute l'histoire de l'évolution des galaxies. Une grande partie de l'énergie de ce fond étant contenue dans le domaine infrarouge (voir plus bas), il est aussi appelé fond extragalactique infrarouge (CIB en anglais, Cosmic Infrared Background), ou encore rayonnement de fond extragalactique (EBL en anglais, Extragalactic Background Light). J'utiliserai souvent l'abréviation CIB pour fond extragalactique infrarouge.

Figure 1.1: Les contributions majeures en rayonnement dans l'Univers: le fond cosmologique (CMB) et le fond extragalactique, qui s'étend du domaine submillimétrique aux rayons X (figure de D. Scott).

Notons que ce rayonnement est différent du rayonnement cosmologique, aussi appelé fond diffus cosmologique (ou CMB en anglais, Cosmic Microwave Background), qui a été émis à la recombinaison, alors que l'Univers avait une température d'environ 3000 K, et qui reproduit à 10^-5 près un spectre de corps noir de température T = 2.726±0.010 K [Mather et al.(1994), mesures de COBE / FIRAS]. Le CMB constitue la plus importante contribution au rayonnement de fond de l'Univers, suivi par le fond extragalactique. La figure 1.1 montre ces deux contributions, en représentation $\nu$I_$\nu$.

Prédit par [Partridge & Peebles(1967)], puis [Low & Tucker(1968)] en prennant en compte le rôle de la poussière (puis par d'autres auteurs comme [Setti & Woltjer(1970),Stecker et al.(1977),Sunyaev et al.(1978),Bond et al.(1991)]), le fond extragalactique a été découvert par [Désert et al.(1995)] et [Puget et al.(1996)] dans les données FIRAS du satellite COBE entre 170 $\mu$m et 5 mm, après plusieurs tentatives ayant conduit à la détermination de limites supérieures [Mather et al.(1994), et references dans ce papier par exemple]. Plusieurs travaux ont ensuite confirmé cette découverte [Guiderdoni et al.(1997),Fixsen et al.(1998),Hauser et al.(1998),Schlegel et al.(1998),Lagache et al.(1999),Lagache et al.(2000)]. Les valeurs les plus précises du fond extragalactique à 100, 140 et 240 $\mu$m peuvent être trouvées dans [Lagache et al.(1999),Lagache et al.(2000)].

La figure 1.2 montre le spectre du fond extragalactique du domaine UV au submillimétrique, tiré de [Gispert et al.(2000)]: les mesures directes proviennent de COBE FIRAS et DIRBE, les limites inférieures des comptages de galaxies, et les limites supérieures soit de mesures indirectes comme les observations dans le domaine des rayons $\gamma$, soit d'anciennes détermination (avec DIRBE par exemple).

Figure 1.2: Le spectre du fond extragalactique infrarouge, tiré de [Gispert et al.(2000)].

En utilisant un ajustement du spectre du fond, indiqué par les tirets, [Gispert et al.(2000)] obtiennent les contributions en énergie dans deux domaines spectraux:

$\bullet$

domaine UV / visible ( $\lambda$ < 6 $\mu$m): de 20 à 41 nW m^-2 sr^-1 pour E(UV/vis)

$\bullet$

domaine infrarouge / submillimétrique ( $\lambda$ > 6 $\mu$m): de 40 à 52 nW m^-2 sr^-1 pour E(IR/submm)

Le rapport E(IR)/E(vis) de l'énergie entre l'infrarouge et le submillimétrique d'une part, et l'UV et le visible d'autre part du CIB varie entre 1 et 2.6, alors que ce rapport est de l'ordre de 0.3 dans l'Univers local [Soifer & Neugebauer(1991), mesuré avec IRAS].

L'accroissement de ce rapport entre l'Univers local et le CIB, qui, rappelons-le, intègre toute l'histoire de l'évolution des galaxies, pourrait s'expliquer de façon simple. En effet, l'émission UV / visible des galaxies est décalée vers le rouge avec l'expansion de l'Univers, augmentant ainsi le rapport E(IR/submm)/E(UV/vis) par rapport aux galaxies locales. Cependant cet effet n'est pas suffisant pour expliquer la valeur du rapport ainsi que la forme des deux pics distincts vers 100 $\mu$m et 0.6 $\mu$m, et du minimum vers 6 $\mu$m, il faut donc invoquer un autre phénomène. Ce rapport E(IR/submm)/E(UV/vis) élevé ne peut être expliqué que par un changement des propriétés des galaxies qui contribuent au fond infrarouge et visible. Ce changement est d'ailleurs observé: les niveaux du CIB à 15 $\mu$m et dans le visible sont comparables, mais les populations qui y contribuent sont différentes: dans le Hubble Deep Field North, un petit nombre de sources seulement domine le fond, alors que dans le visible un grand nombre de sources faibles constitue le fond [Aussel et al.(1999)].

Le CIB semble donc être dominé par un petit nombre de sources de grande luminosité, qui ne sont pas des contreparties de spirales normales ni de galaxies irrégulières.

Figure 1.3: La densité d'énergie en fonction du redshift, tirée de [Gispert et al.(2000)].

Des travaux ont tenté de donner des contraintes sur l'évolution des galaxies, en particulier le taux de formation d'étoiles dans le domaines infrarouge et submillimétrique, à partir des valeurs du fond extragalactique [Rowan-Robinson et al.(1997),Harwit(1999),Lilly et al.(1999),Pei et al.(1999), par exemple] ou dans d'autres domaines spectraux [Madau et al.(1996),Steidel et al.(1999),Mobasher et al.(1999),Madau & Pozzetti(2000),Haarsma et al.(2000), par exemple dans l'UV/visible ou la radio]. L'un des plus récents travaux, [Gispert et al.(2000)], propose d'ajuster le fond extragalactique entre 100 $\mu$m et 5 mm avec un spectre moyen de galaxie infrarouge. Ils obtiennent l'évolution de la densité d'énergie en fonction du redshift, qui donne l'évolution du taux de formation d'étoile (SFR) en fonction du redshift avec par exemple la relation ${\frac{SFR}{M_{\odot} yr^{-1}}}$ = ${\frac{L_{IR}}{7.7 \times 10^{19} \, L_{\odot}}}$ [Guiderdoni et al.(1998)]. Leur résultat (figure 1.3), pertinent pour donner des contraintes entre z = 1 et 3, est en accord avec les autres déterminations effectuées dans le domaine submillimétrique pour les redshifts supérieurs à 3, et en optique et infrarouge pour les redshifts inférieurs à 1. Il est à noter que les taux de formation d'étoile à grand redshift déduits à partir du domaine UV / visible sont sous-estimés à cause de l'absorption par les poussières: les auteurs appliquent alors en général des facteurs de correction jusqu'à 4.7 [Steidel et al.(1999)].