Galaxy Zoo pour les astronomes

L’objectif de cette page est de donner un contexte à la motivation scientifique à l’origine de ce projet pour un public plus technique.

Vous êtes peut-être à la recherche de données – Les données publiques de Galaxy Zoo sont disponible, sous divers formats, ici.

Vous pouvez également consulter la liste des publications réalisées par l’équipe ici.

Pourquoi la morphologie d’une galaxie est-elle si importante ?

Avant tout, la morphologie d’une galaxie est un traceur de la dynamique orbitale des étoiles qui la compose, mais elle porte également une image des processus conduisant à la création d’étoiles et à l’activité nucléaire de cette galaxie. Les morphologies visuelles produisent des classifications qui sont fortement corrélées avec des paramètres physiques. Pour ne donner qu’un exemple, la présence de plusieurs noyaux et des caractéristiques de raz de marée étendus indiquent que le mécanisme principalement en cause dans la formation des étoiles et une fusion en cours de réalisation. De même, l’absence de tells caractéristiques implique que l’évolution de la galaxie peut être portée par des processus plus lent (« séculaire »).

La morphologie traditionnelle provient soit de l’inspection visuelle d’image de galaxies (par exemple Hubble 1926, de Vaucouleurs 1991, et plus récemment Nair and Abraham 2010, soit de paramètres morphologiques, tels que la Concentration, l’Asymétrie, la Densité, M20, le coefficient de Gini, etc (par exemple Conselice 2003, Lotz et al. 2008). A strictement parler, ces paramètres sont des « proxys » morphologiques, chacun portant ses propres biais, qui sont vérifiés et calibrés en regard d’une inspection visuelle. L’approche visuelle est généralement plus robuste par rapport aux variations du ratio signal/bruit et de la résolution des images (e.g. Lisker 2008), ce qui en fait la méthode idéale pour déterminer la morphologie d’une galaxie. Néanmoins, les paramètres morphologiques ont une grande importance lorsqu’il faut classifier des ensembles de données issus de relevés à grande échelle pour lesquels une inspection par une personne unique (ou un petit groupe de chercheurs) serait chronophage de manière rédhibitoire.

Classifications des données issues de grands recensements au moyen de Galaxy Zoo

Galaxy Zoo (Lintott et al. 2008, 2011) a été pionnier dans la mise en œuvre d’une méthode originale permettant de faire la classification visuelle à grande échelle de données provenant de recensements. Grace à la participation de plus d’un demi-million de membres du grand publique, le projet a classifié – par inspection visuelle directe – tout l’échantillon spectroscopique du Sloan Digital Sky Survey, ainsi que tous les recensements existants du télescope spatial Hubble (environs 1.5 million de galaxie au total). Avec plus de 40 classifications par objet, Galaxy Zoo fournit à la fois une classification visuelle et une incertitude associée (ce qui est difficile à estimer lorsqu’il n’y a que quelques personnes pour faire cette classification). Les classifications elles-mêmes ont été certifié comme étant d’une précision équivalente à celles réalisées par des astronomes experts (voir Lintott et al. 2008).

Les grandes réussites scientifiques de Galaxy Zoo

Le programme scientifiques Galaxy Zoo à contribué à de nombreux ensemble de sujets, avec une prédilection particulière sur l’Univers à décalage vers le rouge proche et intermédiaire. Parmi les succès récents, on retrouve la plus grande étude à ce jour des fusions de galaxies (Darg et al. 2010), des galaxies naines à effet de marée (Kaviraj et al. 2012), des lignes de poussières dans les galaxies primitives (Kaviraj et al. 2012) et des barres dans les galaxies disque (Masters et al. 2011, 2012) dans l’Univers proche. L’un des aspects uniques de Galaxy Zoo par rapport à des mesures automatisées de morphologies, est la possibilité de découvertes fortuites (souvent aidée par des discutions menées par des volontaires sur le Forum Galaxy Zoo). On compte au nombre de ces découvertes les « pois vert » (une classe de galaxies compactes extrêmement génératrices d’étoiles dans l’Univers local ; Cardamone et al. 2009) et, peut-être le plus célèbre "Hanny's Voorwerp" (Lintott et al. 2009) avec un recensement de nuages de gaz dans des Galaxies Actives ionisés (Keel et al. 2012).
Connaitre les informations de couleur et de morphologie pour un large échantillon de galaxies a conduit à l’importante réalisation que la couleur, et non la morphologie, est le plus en rapport avec l’environnement (Bamford et al. 2009; Skibba et al. 2009), ce qui a amené d’étonnantes sous classes de galaxie comme les galaxies spirales rouges (Masters et al. 2010) et les elliptiques bleues (Schawinski et al. 2009).

Les Nombreuses Phases de Galaxy Zoo

Le site actuel incorpore les images d’une grande variété de télescopes, y compris les télescopes SDSS, HST, UKIRT, VST et CTIO 4-m Blanco. Les images du SDSS proviennent de DR8 et du cap Galactique Sud, ce qui augmente la taille de l’échantillon des galaxies dans l’univers local de 40%. Les images du HST proviennent de CANDELS, le plus important Treasury Program du HST. Ce recensement est conçu pour profiter de l’arrivée du Wide Field Camera 3 (WFC3), qui ouvre une nouvelle fenêtre sur les galaxies a z > 1 – la première moitié de la vie de l’Univers. Les précédentes images du HST à ces époques ont largement échantillonnées le cadre de référence au repos de l’ultraviolet, du fait que les instruments de mesures (par exemple le ACS) opéraient dans les longueurs d’ondes optiques. Cependant, les capacités proche infra-rouge du WFC3 (meilleur d’un facteur 20 par rapport à NICMOS) nous ont permis d’avoir des données sans précédent du cadre de référence de repos optique des galaxies a z > 1.

CANDELS utilise le filtre proche infra-rouge du WFC3 pour photographier 800 arcmin2 dans le périmètre historique du HST (par exemple GOODS, COSMOS). Les images proche infra-rouge du WFC3 sont particulièrement importante car l’analyse morphologique se fait au mieux dans le cadre de référence au repos des longueurs d’onde optique, ce qui permet d’adresser la plus grande partie de la population stellaire de la galaxie, plutôt que de se contenter des régions brillante en UV de création d’étoiles.

La combinaison des échantillons Galaxy Zoo de SDSS et CANDELS va offrir un magnifique outil pour répondre à des questions majeures qui demandent une analyse morphologique. Par exemple, à quelle époque a été établie la séquence Hubble ? Comment et quand ont été formé les sphéroïdes primordiaux ? Quel a été le rôle relatif des principales fusions et des processus séculaires dans la création et la croissance des trous noirs dans l’Univers primitif ?

Les images d’UKIRT proviennent du Large Area Survey (LAS) dans le cadre d’UKIDSS, qui a photographié 4000 sq. deg. du ciel en recouvrement avec le champ du SDSS. Nous avons sélectionné toutes les galaxies classifiées dans Galaxy Zoo 2 qui avaient des photos de UKIDSS de haute qualité, soit en tout environs 70 000 galaxies. Les images montrées sur le site sont un composé couleur des bandes Y, J et K (où la bande J utilise des observations de tramage pour améliorer la résolution angulaire de ce canal). Ces images vont nous permettre de mettre en définir la morphologie comme une fonction de la longueur d’onde ; par exemple, définir si la fraction de barre observée augmente pour les galaxies dans le cadre de référence au repos de l’infra-rouge.

Galaxy Zoo contient également un petit ensemble d’images du SDSS qui ont été modifiées artificiellement pour reproduire l’effet observer du décalage vers le rouge. Cet ensemble utilise un échantillon diversifié de galaxies provenant de Galaxy Zoo 2 qui ont été modifiée au moyen du code FERENGI (Barden, Jahnke, & Hausler 2008) jusqu’à des décalage vers le rouge de z = 1. Les résultats de ces images ont été utilisés pour calibrer les galaxies des données GZ: Hubble, du fait qu’elle permettait d’évaluer les biais de résolution et luminosité indépendamment de la véritable évolution des galaxies.

Début 2015, trois nouveaux ensembles de données ont été ajoutés dans Galaxy Zoo. Deux d’entre eux proviennent de recensement Hubble pour lesquels nous avons déjà une classification morphologique GZ --- GOODS et CANDELS. Ces nouvelles images explorent l’effet du changement de profondeur de donnée (la limite de luminosité d’une surface) sur les mesures morphologiques. Les nouvelles images CANDELS proviennent de données 2-epoch (qui sont détaillées que les images 5-epoch déjà cataloguées), et les images GOODS proviennent des images pleine profondeur qui complètent les observations de surface déjà réalisées dans GZH. Nous avons également ajouté environs 1000 images de galaxies de SDSS dans leur version de filtre ugriz monochrome, ce qui permet une mesure plus précise de la morphologie en fonction des longueurs d’onde.

Le Dark Energy Camera Legacy Survey (DECaLS) est un recensement publique dont le but est de compléter les mesures spectroscopiques collectées par divers itérations du SDSS. L’équipe DECaLS utilise le Dark Energy Camera monté sur le télescope 4-m Blanco au CTIO au Chili pour photographier 6700 degrés carrés du ciel en superposition des mesure SDSS, dont le Stripe 82. Les images sont prises dans les bandes g, r et z et ont une résolution angulaire, ainsi qu’une sensibilité aux points ponctuels nettement supérieures aux images SDSS. Les photos DECaLS combinées aux morphologies Galaxy Zoo vont être utilisées pour de nombreux objectifs scientifiques, y compris la séquence Hubble à faible luminosité, la détection de queues d’effet de marée et de fusion mineures, et la découverte fortuite d’objets rares et inhabituels. Les images DECaLS ont été ajoutées dans Galaxy Zoo mi 2015.

Galaxy Zoo utilise également des images simulées de galaxies à la pointe de la technologie afin de tester les modèles physiques qui entrent en jeu dans ces simulations et d’évaluer si les morphologies reproduites correspondent à celles observées dans l’Univers. L’Illustris simulation est une simulation cosmologique massive qui trace à la fois la matière noire et les baryons au moyen de modèles physiques réaliste dans des conditions évoluant jusqu’à l’Univers actuel. Galaxy Zoo classifie les images simulées de galaxies réalisées dans les simulations Illustris, comme si elles étaient observées au moyen du télescope SDSS situé à une distance de 223 Mpc (décalage vers le rouge z=0.05). Les galaxies apparaissent à divers angles et sur divers fonds réels du ciel, ce qui permet une comparaison directe avec les morphologies observées dans des projets précédents comme par exemple Galaxy Zoo 2. Les données Illustris ont été ajoutées à Galaxy Zoo à partir de mi 2015.

Une autre source nouvelle d’image provient du Galaxy And Mass Assembly Survey. GAMA combine des données multi-longueur d’onde de plusieurs installations, terrestres et spatiales, afin d’étudier la structure des galaxies et de la matière noire sur des échelles allant de milliers à des millions d’années-lumière. GAMA a ajouté, en particulier, une information très importante de distance pour près d’un quart de million de galaxies grace à un recensement de décalage vers le rouge sur le AAT. Ce qui permet de caractériser précisément l’environnement des galaxies (les groupes et structures de grande échelles dans lesquels elles évoluent). GAMA a récemment profité d’images provenant du Kilo-Degree Survey (KiDS) du VST de l’ESO. Une très grande amélioration par rapport au SDSS qui avait fourni jusqu’à présent les images optiques de GAMA. La meilleur résolution et profondeur de ces images va permettre d’étudier des structures moins visibles dans de nombreuses galaxies, ce qui va nous aider à mieux comprendre les liens entre l’environnement et les transformations morphologiques. Les images GAMA KiDS ont été ajouté dans Galaxy Zoo à partir de fin 2016.

L’objectif du projet Galaxy Zoo est de répondre à de nombreuses questions scientifiques, de préparer le terrain pour un travail morphologique qui utilisera de nouveaux instruments comme le JWST, et de produire des échantillons de galaxies a haut décalage vers le rouge dont la morphologie est identifiée, afin de pouvoir en faire des études plus approfondies au moyen d’instruments comme les très grand télescopes et ALMA.