Analyse des données

Nous nous basons sur les observations de l’amas globulaire NGC104, observé 4 fois dans chaque filtre avec des temps de pose de 45 sec. Un exemple d’observation est donné à la Fig. 4.28.

16 étoiles de l’amas sont sélectionnées du coin inférieur gauche au coin supérieur droit du détecteur.

Sur ces 16 étoiles, on ajuste un profil Gaussien bi-dimensionnel de la forme G(x,y)=G₀exp−r(x,y)²

avec (x_c,y_c) le centre de la gaussienne etqle rapport petit axe/grand axe. L’objectif n’étant pas de déterminer le plus précisément possible la forme de la PSF, mais de pouvoir estimer facilement sa largeur et son excentricité, un profil Gaussien semble adéquat. Il est ajusté indépendemment pour chacune des étoiles à l’aide du programme GALFIT (Peng [101]). L’angle de position par rapport au Nord (PA), l’ellipticité, et le rayon effectif sont ensuite calculés. Les objectifs sont (1) de déterminer la manière dont ces trois paramètres (le PA, ellipticité et rayon effectif) sont liés à la position sur le détecteur sur une observation et (2) de voir si ces corrélations se retrouvent dans chaque observation.

Avant toute chose, précisons que les observations ont été réalisées pour chaque filtre dans les mêmes conditions de seeing, à savoir 0.87±0.02” pour le filtre Gunn r et 0.92±0.01 pour le filtre V. Un exemple de modélisation pour une observation dans le filtre Gunn r est montré Fig. 4.29, et donne unχ²réduit de 2.256.

Le même processus est effectué sur chaque observation dans chaque filtre, les résidus sont donnés pour les 4 observations du filtre Gunn r à la Fig. 4.30. On découvre tout d’abord que la forme de ces résidus varie d’une observation à l’autre alors qu’elles ont été effectuées successivement et avec le même seeing. Ceci suggère déjà une forte instabilité de la PSF. Toutefois, si les profils Gaussiens ajustés sont cohérents entre chaque observation, on peut espérer que les résidus obtenus, ayant une structure semblable sur les différentes étoiles d’une même observation, puissent être pris en compte dans le fond numériqueh(~x) de la construction de la PSF.

Nous analysons donc les différents profils elliptiques obtenus en portant sur un graphe le PA, l’ellipticité et le rayon effectif en fonction de la distance en pixels au centre de l’image. Le résultat se trouve Fig. 4.31.

Tout d’abord, pour une observation donnée, le rayon effectifR_{E f f} et le PA semblent stables le long du champ, mais varient d’une observation à l’autre. Du moins, les variations le long du champ de ces deux paramètres sont négligeables par rapport aux variations d’une observation à l’autre.

Cette constatation fait ressortir le caractère non-prédictible des distorsions de la PSF, obstacle très gênant si l’on veut construire une carte de distorsion fiable pour l’introduire dans les algorithmes de

F. 4.28 – Observation à travers le filtre V de l’amas globulaire NGC104. Les étoiles sélectionnées pour l’analyse sont entourées d’un cercle blanc.

F. 4.29 – Un profil Gaussien est ajusté indépendemment sur chacune des étoiles. Les résidus pour chaque étoile possèdent essentiellement la même forme.

F. 4.30 – Résidus de l’ajustement du profil elliptique sur 16 étoiles, pour 4 observations dans le filtre Gunn r.

F. 4.31 – L’angle de position, l’ellipticité, et le rayon effectif issus de l’ajustement du profil ellip-tique pour chacune des 4 observations du filtre Gunn r.

F. 4.32 – Construction d’une PSF sur base de 3 étoiles du champ du quasar 022556-073248. A gauche, les étoiles choisies. A droite, les résidus de la construction. Les différences de structures à la position de chaque étoile empêchent d’avoir une PSF fiable pour la déconvolution.

déconvolution.

Les variations d’ellipticité le long du champ sont quant à elles du même ordre que les variations d’une observation à l’autre. Cependant, il ne semble pas y avoir de corrélation commune d’une observation à l’autre entre la position le long du champ et l’ellipticité, renforçant encore une fois le caractère non prédictible de ces variations. Une analayse en tout point similaire pour le filtre V atteste également de la difficulté de traiter efficacement les distorsions.

Plusieurs tests de construction de PSF par la méthode utilisée pour SUSI2 ont été effectués. La Fig. 4.32 montre les résidus de la construction d’une PSF sur base de 3 étoiles du champ provenant d’une observation du quasar 022556-073248. Les structures rémanentes à la position de chaque étoile sont la preuve des différences intrinsèques entre chaque étoile empêchant la construction d’une PSF appropriée à la position du quasar.

Une autre particularité de la PSF d’EFOSC2 assez difficile à gérer est une excroissance n’ap-paraissant que pour des étoiles suffisemment brillantes, bien qu’en deça du seuil de saturation du détecteur (∼ 65000e⁻). Elle n’apparaît que dans le filtre Gunn r. Un exemple est donné Fig. 4.33.

Cette structure supplémentaire, de par son étendue et son caractère assez lisse, est difficile à prendre en compte dans le fond et perturbe l’ajustement de la Moffat. C’est donc un obstacle supplémentaire dont il faut tenir compte si l’on veut obtenir une PSF fiable pour la déconvolution.

En conclusion, les arguments expliqués dans cette section nous poussent à trouver une autre manière d’analyser ces données. Une idée qui pourrait être développée dans le futur et permettant de comparer les flux dans les deux filtres est proposée ci-après.

F. 4.33 – L’excroissance entourée en vert, conséquente pour des étoiles brillantes, est un obstacle supplémentaire à l’obtention d’une bonne PSF pour la déconvolution.

Chapitre 5

Conclusion

Au cours de ce travail, nous avons mis au point différents outils d’analyse originaux permet-tant d’étudier les galaxies hôtes de quasars. Nous résumons ici les méthodes utilisées et ensuite les résultats sur les galaxies hôtes.

5.1 Méthodes

Tout d’abord, nous avons adapté la technique de déconvolution simultanée basée sur la mé-thode MCS à des observations HST/ACS/HRC de 6 quasars, la principale difficulté étant de prendre en compte la complexité de la PSF du HST. Parallèlement, nous avons utilisé des spectres à fentes du VLT/FORS1 déjà déconvolués de ces mêmes quasars. Ils nous ont permis, en regroupant les pixels dans la direction spatiale correspondant à des structures de la galaxie observées sur les images HST, de construire des diagrammes de diagnostique, de calculer la métallicité correspondant à ces struc-tures et de tracer les courbes de rotation le long de la fente. Un programme d’ajustement de raies d’émission et d’absorption par des profils Gaussiens a été construit pour étudier certaines zones pré-sentant des caractéristiques particulières.

Ensuite, afin d’analyser l’échantillon NTT/SUSI2, nous avons utilisé une version plus classique de l’algorithme de déconvolution simultanée, bien qu’ayant subi quelques améliorations dans la construction de la PSF, afin de séparer la galaxie hôte du quasar pour 60 systèmes dans deux filtres (V#812 et WB#665). Les magnitudes du quasar et de la galaxie ont pu être calculées directement, et une méthode d’estimation quantitative du degré de perturbation du système, adaptée à l’étude des galaxies hôtes de quasar, a été proposée. Elle se base sur le calcul du coefficient d’asymétrie du système et rend compte de l’asymétrie due à la fois aux traces d’interactions dans la galaxie et à une éventuelle position décentrée du quasar.

Enfin, la déconvolution semble inappropriée pour les données NTT/EFOSC2. Cela est dû à, d’une part, l’importante variabilité de la PSF le long du champ et, d’autre part, au coté imprédictible de ces variations.