L’abondance du gaz de chacune des régions a été estimée à l’aide de la méthode itérative pro- posée par Kewley & Dopita (2002) impliquant les rapports [NII]λ6583/[OII]λλ3726, 3727, R23
et [OIII]λ5007/[OII]λλ3726, 3727, tel que discuté à la Section 1.8. La mesure de l’abondance a été faite sur les spectres bruts et sur ceux dont on a soustrait la composante d’absorption. La contamination par le GID n’a pas été prise en compte. L’abondance des régions donnée en multiple de l’abondance solaire a été calculée à partir des résultats d’Asplund et al. (2009). No- tons que l’un des résultats majeurs de cette étude est la diminution drastique de l’abondance d’oxygène par rapport aux estimés précédents. Les abondances tirées de la littérature à des fins de comparaison ont aussi été calculées à partir des résultats d’Asplund et al. (2009). Enfin, les incertitudes sur les résultats reflètent uniquement l’incertitude sur la mesure et n’incluent pas l’incertitude associée aux modèles utilisés.
Pour commencer, j’ai calculé un estimé de l’abondance à l’aide du diagnostic [NII]/[OII]. J’ai utilisé la valeur centrale du paramètre d’ionisation q “ 4 ˆ 107 cm s´1 pour faire les
calculs. Les résultats sont explicités à la Figure3.7et dans le Tableau3.5. Ce diagnostic est très peu sensible au paramètre d’ionisation pour des valeurs de l’abondance supérieures à 0.5 Z@
(log[O/H]+12 > 8.38 ; voir Fig. 1.6). Même sans tenir compte du paramètre d’ionisation, mon premier estimé de l’abondance est donc très robuste, puisque les abondances calculées se trouvent toutes bien au-delà de la limite du domaine de validité du diagnostic. De plus, le rapport S/B des raies [OII] et [NII] est très élevé dans chaque spectre.
Figure 3.7 – Abondance selon le diagnostic [NII]/[OII]. L’abondance solaire (log[O/H]+12 = 8.69) est tirée d’Asplund et al. (2009).
Tableau 3.5 – Abondances obtenues avec le diagnostic [NII]/[OII] Région log[O/H]+12Spectre brutZ [Z Absorption soustraite
@] log[O/H]+12 Z [Z@] B2 8.90 ˘ 0.03 1.6 ˘ 0.1 8.97 ˘ 0.02 1.89 ˘ 0.08 B3 8.90 ˘ 0.03 1.6 ˘ 0.1 9.06 ˘ 0.01 2.32 ˘ 0.07 B4 (Noyau) 9.10 ˘ 0.01 2.54 ˘ 0.06 9.13 ˘ 0.01 2.73 ˘ 0.03 B5 9.00 ˘ 0.01 2.01 ˘ 0.05 9.07 ˘ 0.01 2.41 ˘ 0.03 B7 (Noeud WR) 9.06 ˘ 0.01 2.35 ˘ 0.01 9.07 ˘ 0.01 2.40 ˘ 0.01 B6 8.99 ˘ 0.01 1.97 ˘ 0.05 9.01 ˘ 0.01 2.07 ˘ 0.04 R2 9.04 ˘ 0.02 2.2 ˘ 0.1 9.08 ˘ 0.01 2.45 ˘ 0.06 R3 8.98 ˘ 0.06 1.9 ˘ 0.3 9.03 ˘ 0.02 2.2 ˘ 0.1
Par contre, le rapport [NII]/[OII] est très sensible à la qualité de la correction pour l’extinction, puisque ces raies sont très éloignées l’une de l’autre dans le spectre. En effet, on remarque que l’extinction a une influence considérable sur le résultat obtenu. Pour toutes les régions étudiées, l’abondance est plus élevée dans le cas où l’absorption a été prise en compte. Dans ce cas, l’extinction calculée était plus faible pour toutes les régions (voir Fig. 3.5), parfois de façon marquée lorsque la population vieille est importante, ce qui influence nécessairement le calcul de l’abondance à l’aide du rapport [NII]/[OII]. Comme les raies [NII] et [OII] ne présentent pas d’absorption sous-jacente importante (comme c’est le cas pour Hβ ou Hα, par exemple), c’est surtout le changement de la valeur de l’extinction qui explique la hausse de l’abondance dans le cas où l’absorption a été prise en compte.
La prochaine étape consiste à évaluer le paramètre d’ionisation q pour chaque région afin de peaufiner l’estimé de l’abondance à l’aide du diagnostic R23, qui lui est sensible à la valeur de
q. Pour ce faire, j’ai utilisé le diagnostic [OIII]/[OII]. Je me suis basée sur l’abondance trouvée à l’étape précédente afin de choisir la courbe appropriée pour chaque région. Les résultats sont explicités à la Figure 3.8 et dans le Tableau3.6. Pour les spectres B2, B3 et R3, la raie [OIII] est trop faible, ou est absente, ce qui m’a empêchée de trouver un estimé du paramètre d’ionisation.
De l’analyse de la Figure 3.8 et du Tableau 3.6, on remarque que le paramètre d’ionisation diffère entre le cas brut et le cas où l’absorption a été soustraite. Celui-ci augmente parfois significativement dans le cas où on tient compte de l’absorption. La raie [OIII] abrite une petite bande d’absorption stellaire d’après le meilleur modèle de GANDALF, qui a pour effet de sous-estimer légèrement le flux de cette raie dans le spectre brut. La différence est plus marquée dans le noyau (B4) ou la région B5, par exemple, quoique l’incertitude est très élevée dans le noyau, puisque la raie [OIII] est très faible. Ce sont aussi les régions qui comportent la plus grande proportion de populations vieilles parmi celles dont on a pu estimer le paramètre d’ionisation. On peut donc conclure que ce diagnostic est sensible à la fois à la qualité de la correction pour l’extinction, mais aussi à l’absorption sous-jacente sous la raie [OIII]. L’effet
est cumulatif ; le paramètre d’ionisation se voit sous-estimé si on ne tient pas compte de l’absorption.
Figure 3.8 – Paramètre d’ionisation selon le diagnostic [OIII]/[OII] Tableau 3.6 – Paramètre d’ionisation obtenu avec le diagnostic [OIII]/[OII]
Région Spectre brut Absorption soustraiteq [107 cm s´1] B2 B3 B4 (Noyau) 3 ˘ 1 4 ˘ 1 B5 2.2 ˘ 0.3 3.0 ˘ 0.4 B7 (WR) 3.87 ˘ 0.08 4.20 ˘ 0.07 B6 2.5 ˘ 0.3 2.7 ˘ 0.3 R2 1.9 ˘ 0.4 2.3 ˘ 0.3 R3
À partir de la valeur du paramètre d’ionisation ainsi calculée, j’ai pu raffiner l’estimé de l’abon- dance pour les régions B4, B5, B6, B7 et R2 en utilisant le diagnostic R23. Les résultats sont
explicités à la Figure3.9. Pour tous les spectres, excepté la région B7, je n’ai pas pu me servir de la mesure de la raie [OIII]λ4959 pour calculer R23 pour cause d’un rapport S/B insuffi-
sant. Cependant, cette raie est émise selon un ratio théorique [OIII]λ5007/[OIII]λ4959 = 2.98 (Galavís et al. 1997). J’ai donc pu estimer la contribution de [OIII]λ4959 pour chaque spectre, puisque la raie [OIII]λ5007 est suffisamment forte avec une incertitude acceptable. L’abondance estimée à l’aide du diagnostic R23augmente aussi lorsqu’on tient compte de l’absorption. On
sait que la raie Hβ est particulièrement affectée par l’absorption sous-jacente. Lorsqu’on tient compte de cette absorption, le flux de Hβ augmente et fait diminuer le ratio R23. Si l’abon-
dance calculée à cette étape-ci avait changé suffisamment pour affecter le résultat du diagnostic [OIII]/[OII] servant à calculer le paramètre d’ionisation, j’aurais dû itérer et refaire les mêmes étapes jusqu’à convergence – soit recalculer q à l’aide de [OIII]/[OII], puis log[O/H]+12 à l’aide de R23), etc. – mais ce n’était pas le cas.
Figure 3.9 – Abondance selon le diagnostic R23. L’abondance solaire
(log[O/H]+12 = 8.69) est tirée d’Asplund et al. (2009).
Les valeurs finales de l’abondance sont explicitées dans le Tableau 3.7. Les résultats en gras sont ceux dont l’estimé a pu être raffiné à l’aide du diagnostic R23. L’impact de l’absorption
sous-jacente est non-négligeable lorsque la population vieille est importante. Tableau 3.7 – Abondances obtenues avec le diagnostic R23
Région log[O/H]+12Spectre brutZ [Z Absorption soustraite Brière (2010)
@] log[O/H]+12 Z [Z@] Z [Z@] B2 8.90 ˘ 0.03 1.6 ˘ 0.1 8.97 ˘ 0.02 1.89 ˘ 0.08 1.07 ˘ 0.01 B3 8.90 ˘ 0.03 1.6 ˘ 0.1 9.06 ˘ 0.01 2.32 ˘ 0.07 1.72 ˘ 0.04 B4 (Noyau) 9.04 ˘˘˘ 0.03 2.2 ˘˘˘ 0.2 9.10 ˘˘˘ 0.01 2.55 ˘˘˘ 0.06 2.70 ˘ 0.03 B5 8.97 ˘˘˘ 0.01 1.9 ˘˘˘ 0.4 9.07 ˘˘˘ 0.01 2.37 ˘˘˘ 0.06 1.14 ˘ 0.02 B7 (Noeud WR) 9.06 ˘˘˘ 0.01 2.36 ˘˘˘ 0.03 9.07 ˘˘˘ 0.01 2.42 ˘˘˘ 0.01 2.04 ˘ 0.01 B6 8.99 ˘˘˘ 0.01 2.0 ˘˘˘ 0.1 9.02 ˘˘˘ 0.01 2.13 ˘˘˘ 0.06 1.71 ˘ 0.01 R2 9.05 ˘˘˘ 0.02 2.3 ˘˘˘ 0.2 9.11 ˘˘˘ 0.01 2.61 ˘˘˘ 0.06 R3 8.98 ˘ 0.06 1.9 ˘ 0.3 9.03 ˘ 0.02 2.2 ˘ 0.1
L’abondance du noeud WR (B7) est assez élevée, près de celle du noyau (région B4), tel qu’on peut le voir dans le Tableau3.7. Keel (1987) avait aussi observé une abondance plutôt élevée (1.1 Z@; sans incertitude), qu’il considérait semblable à ce qu’on s’attend à trouver
dans les noyaux des galaxies. Cette observation l’avait amené à suggérer que le noeud WR serait une galaxie de type tardif greffée à NGC 5430 suite à une interaction. L’abondance que j’obtiens pour la région du noeud WR (B7) est cependant plus élevée que la sienne, soit de 2.36 ˘ 0.03Z@sans tenir compte de l’absorption (pour comparaison). Par contre, je constate
aussi que cette région est la plus riche de la barre, à l’exception du noyau.
Brière (2010), qui a défini des régions assez semblables aux miennes à partir des mêmes données sans tenir compte de l’absorption, obtient aussi une abondance plus élevée dans le noyau et dans le noeud WR que dans le reste de la galaxie, mais nos valeurs ne correspondent pas parfaitement (voir Tab.3.7). Brière (2010) et moi n’avons pas utilisé la même extinction et la réduction a été faite de façon très différente en ce qui concerne le traitement des plages uniformes et de la calibration en flux, entre autres.
Cantin (2010) a trouvé une abondance de 9.1 ˘ 0.1 (sans toutefois utiliser la même extinction) dans le noyau à partir de données OASIS en tenant compte de l’absorption sous-jacente à l’aide d’une méthode itérative, différente de la mienne, et nos résultats correspondent parfaitement. En effet, j’obtiens une valeur de l’abondance de 9.10 ˘ 0.01 dans le noyau dans le cas où la composante d’absorption a été soustraite. L’incertitude plus grande de Cantin (2010) est due au calcul d’une valeur moyenne pour tous les pixels de l’image.
Enfin, Fernandes et al. (2004) ont fait une étude approfondie de l’abondance d’oxygène pour le spectre intégré de la barre de la galaxie. Ils ont obtenu une valeur de log[O/H]+12 = 8.97 ˘ 0.20. Ce résultat est cohérent avec les abondances obtenues pour la barre sans tenir compte de l’ab- sorption sous-jacente. En effet, celles-ci oscillent autour de log[O/H]+12 » 9.