Soutenance de thèse de TRAN THI THAI

Nous avons utilisé des données correspondantes à des émetteurs Lyman alpha, recueillies derrière 17 amas de galaxies connus en tant que lentilles gravitationnelles, observés avec le Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE/VLT). En raison de l’effet de lentille gravitationnelle, les signaux des sources d’arrière- plan sont amplifiés d’un facteur ~ 10 et déformés, ce qui nous permet d’observer plusieurs images du même objet d’arrière-plan dans les cas les plus extrêmes. Pour gagner du temps de calcul et éviter des calculs redondants, pour chaque système à images multiples nous choisissons une seule image représentative de la galaxie originale. Au final, l’échantillon contient 600 images d’émetteurs Lyman alpha, avec des décalage vers le rouge allant de 2.9 à 6.7, et avec une luminosité dans la gamme (39 < logL[erg s< 43). La collecte de données à partir de lentilles gravitationnelles est assez efficace pour étudier la fonction de luminosité aux limites les plus faibles. Cependant, ces données deviennent moins sensibles lors de l’étude de la fonction entourant la valeur de luminosité caractéristique de la fonction de Schechter. Pour résoudre ce problème, nous avons incorporé des valeurs moyennes de la fonction de luminosité issues de la littérature pour compléter notre fonction de luminosité vers les luminosités les plus brillantes, pour les mêmes plages de redshift, ce qui permet un ajustement global de la Fonction de Luminosité. Le résultat final a révélé une légère évolution de la valeur de la pente avec quatre plages de décalage vers le rouge: 2:9 < z < 4:0, 4:0 < z < 5:0, 5:0 < z < 6:7, et 2:9 < z < 6:7. La valeur caractéristique L* de la fonction de Schechter est conforme à la littérature précédente, alors que le facteur de normalisation phi* affiche une forte dépendance à la valeur de la littérature utilisée comme contrainte. Lors de l’étude de la Fonction de Luminosité, certains points dans la régiondes plus faibles luminosités n’ont pas été pris en compte dans les ajustements, en raison en raison d’un grossissement élevé (avec une très grosse incertitude), d’une complétude trop faible et de données jugées statistiquement insuffisantes. Malgré ces précautions, la Fonction de Luminosité semble montrer un aplatissement, voir une inflexion, aux tranches les plus faibles, pour les plages de redshift les plus élevées. Pour bien appréhender ce comportement, nous avons introduit une fonction de Schechter modifiée en ajoutant une partie exponentielle représentant la configuration observée. Cette forme a été discutée dans la thèse et est conforme à la littérature. Nous avons comparé nos résultats dans le bin de redshift le plus élevé 5:0 < z < 6:7 aux prédictions théoriques/numériques par (Garel et al. 2021), qui corrigent de l’atténuation d’IGM, ainsi qu’à celles de (Salvador-Solé et al. 2022), qui étudient des scénarios de simple et double réionisation. Cette comparaison montre une grande cohérence entre nos résultats et les prédictions, sans aucune ré-normalisation, sans pour autant pouvoir trancher entre des scénarios différents. Cette thèse discute également sur l’impact de la sélection des sources et le seuil de complétude sur la forme finale de la fonction de luminosité, dans la plage globale de redshift. Les meilleurs résultats d’ajustement de la fonction de Schechter à différentes plages redshift nous permettent de déterminer la densité de luminosité et de la convertir en densité de formation d’étoiles. Ces résultats, comparés à ceux de la valeur critique de la densité de formation d’étoiles (c’est à dire, celui qui serait nécessaire pour réioniser l’univers à un redshift donné) suggèrent que les galaxies sélectionnées par leur émission Ly pourraient être responsables de la réionisation si on suppose une fraction d’échappement des photon Ly de 8%, avec un facteur d’agglutination (clumping factor) typique de ~ 3. Dans tous les cas, ils ont une contribution substantielle au processus de réionisation

We have used data of Lyman alpha emitters collected behind 17 lensing clusters observed with Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE/VLT). Due to the gravitational lensing effect, the signals from background sources are magnified by a factor of ~10, and distorted, allowing us to observe multiple images of the background galaxy in the most extreme cases. The advantage of employing gravitational lensing lies in the amplified signal, which enables us to detect sources at the faintest luminosity compared to the observations conducted in the blank fields. However, the data analyses become complex due to the requirements of projection between source and image planes. We choose one representative image based on criteria such as high signal-to-noise ratio, accuracy of magnification, and isolation from other images of the same multiple-imaged system, particularly concerning the presence of bright cluster galaxies. Finally, we retain 600 images of Lyman alpha emitters with redshift ranging from 2.9 to 6.7. Their luminosity is distributed within the range (39 < logL[erg/s] <43). After introducing the subject, I present the method used in the thesis to investigate the Luminosity Function (LF), called Vmax method. This method was developed by de la Vieuville et al., 2019 (hereafter DLV, 2019) and has been applied in the present work with four times larger data sample, along with improvements to the lensing magnification and completeness of the sources in the MUSE datacube. The data collected from the gravitational lensing is highly efficient for studying the LF at the faintest limits. However, this data becomes less sensitive when investigating the function surrounding the characteristic luminosity value of the Schechter function. To address this, we utilized the average LF point values obtained from literature in the same luminosity and redshift bins as a constraint at the bright end. The final results revealed a slight evolution of the slope value with four redshift ranges 2:9 < z < 4:0, 4:0 < z < 5:0, 5:0 < z < 6:7, and 2:9 < z < 6:7. The characteristic value L* of the Schechter function is well measured and consistent with the previous literature, whereas the normalization factor phi* shows a strong dependence on the literature value used as a constraint. Some LF points allocated at the faintest luminosity bins are not included in the fitting due to high magnification and too low completeness. They tend to show a turnover at the faintest bins and at the highest redshift intervals. To address this, we have introduced a modified Schechter function by adding an exponential part representing the turnover. This shape has been discussed in previous literature. We compared our results in the highest redshift bin 5:0 < z < 6:7 to the theoretical/numerical predictions by Garel et al. 2021, which correct for the attenuation of IGM, as well as those of Salvador- Solé et al. 2022, who study single and double reionization scenarios. This comparison shows good consistency between our results and the predictions, without any re-normalization, but it does not allow us to distinguish between different scenarios. This thesis also discusses the impact of source selection, completeness threshold, and flux measurement on the final shape of the LF at the global redshift range. The best-fit results of the Schechter function at different redshift ranges allow us to determine the luminosity density and convert it to the star formation rate density. These results, compared with those of the critical value for the star formation density (i.e., the one which would be required to reionize the Universe at a given redshift), suggest that galaxies selected by their Ly emission could be responsible for reionization assuming a Ly photon escape fraction of 8%, with a typical clumping factor of ~ 3. In any case, they have a substantial contribution to the reionization process.