Caractérisation du candidat protoamas de galaxies PLCK G256.8-33.2 avec les données photométriques du VLT et de Spitzer

L’Univers, à l’origine homogène et isotrope d’après l’observation du Fond Diffus Cosmologique, s’est structuré au fil du temps. De petites surdensités de matière, principalement de la matière noire, se sont développées par effondrement gravitationnel. Cet effondrement, appliqué à la matière baryonique, provoque la formation d’étoiles, de galaxies et même d’amas de galaxies. Cependant, la formation des structures, en particulier celle des amas de galaxies massifs, un est long processus. Des objets intermédiaires, appelés protoamas de galaxies, précèdent les amas de galaxies. Il s’agit des progéniteurs à grand redshift (z) des amas d’aujourd’hui à z = 0. Ces objets sont des laboratoires astrophysiques pertinents pour étudier les scénarios d’évolution des amas, comprendre le rôle de l’environnement dans l’évolution des galaxies et potentiellement donner des contraintes cosmologiques.Ces protoamas sont des structures larges et peu lumineuses, ce qui rend leur détection difficile. Il existe différentes sélections complémentaires afin de les observer et de les étudier. Parmi ces sélections, il y a le Planck high-z candidate catalogue (PHz). Cet échantillon de candidats protoamas est obtenu à partir des observations Planck et Herschel montrant des concentrations de galaxies formant beaucoup d’étoiles associées à un fort flux infrarouge (IR) et submillimétrique.L’un des candidats les plus prometteurs de PHz est PLCK G256.8-33.2 (G256). En effet, il contient deux sources Herschel dont la luminosité IR est d’environ 10¹³ luminosités solaires, et le taux de formation d’étoiles élevé de l’ordre de 10³ masses solaires par an chacune. Au même endroit se trouve une surdensité de sources rouges Spitzer, correspondant à des galaxies situées entre z = 1.3 et z = 3. Cette zone contenant simultanément ces deux sources Herschel et la surdensité Spitzer est appelée zone d’intérêt (AoI). L’objectif de cette thèse est donc de déterminer s’il y a un protoamas de galaxies sur cette AoI. Afin de répondre à cette question des observations en visible et en proche-infrarouge prises au VLT avec VIMOS et HAWK-I et prises avec IRAC/Spitzer sont utilisées.Ces observations permettent de construire un catalogue de galaxies multi-longueur d’onde, constitué de densités surfaciques de flux mesurées dans sept bandes photométriques : V, R, I, J, Ks, ch1 et ch2. Avec ces flux il est possible d’estimer le redshift photométrique des galaxies en appliquant la méthode du SED fitting. Les résultats obtenus montrent une surdensité sur l’AoI de galaxies à z = 1.3 et probablement à z = 2. Les potentielles galaxies membres du candidat protoamas sont alors sélectionnées parmi celles présentes sur cette AoI. Au total 56 galaxies entre z = 1 et z = 2.5 sont retenues sur l’AoI.Avec une analyse en couleur il est établi que la majorité des galaxies membres sont actives avec un fort taux de formation d’étoiles, ce qui est conforté avec l’absence d’une séquence rouge dans les diagrammes couleur-magnitude. Ce résultat est compatible avec la sélection initiale PHz. Ainsi la source G256 montre une surdensité significative sur l’AoI de galaxies actives à z = 1.3. Il est probable qu’il s’agisse d’un protoamas en cours de maturation tardive.Cependant des questions restent en suspens quant à certaines propriétés de G256. Pour aller plus loin dans l’analyse, il serait nécessaire d’obtenir les spectres des 56 galaxies membres en IR avec le VLT, ou dans le millimétrique avec ALMA.Le satellite Euclid, qui sera lancé en 2023, observera environs 15000 deg² du ciel. Ce relevé sera l’occasion de détecter de nouvelles structures comme des protoamas de galaxies. Une partie de cette thèse porte sur la détectabilité des structures similaires à G256 avec Euclid. L’étude montre que si les galaxies seront bien détectées, il sera nécessaire de développer un algorithme de détection propre aux protoamas de galaxies.