Candidats obtenus

Il existe une ambigu¨ıt´e sur la valeur de d´ecalage spectral des sources pour les- quelles une raie en ´emission apparaˆıt de mani`ere isol´ee sur le spectre LRIS. En effet, plusieurs interpr´etations sont possibles pour une raie intense par rapport au conti- nuum (avec une forte largeur ´equivalente W ) : elle peut provenir de la recombinaison de Lyman-α (1216 ˚A) mais aussi des transitions de l’oxyg`ene ([OII] 3727 ˚A, [OIII]

4959 et 5007 ˚A) et de la s´erie de Balmer de l’hydrog`ene (Hβ 4862 ˚Aou Hα 6563 ˚A),

toutes habituellement observ´ees dans les galaxies formant des ´etoiles et les r´egions HII.

Les raies d’´emission s´electionn´ees sont donc fortement contamin´ees par des sources `a plus faible d´ecalage spectral. Dans la plupart des cas, on peut arriver `a infirmer un grand d´ecalage spectral par la pr´esence d’autres raies, en fonction de la longueur

d’onde λ0 observ´ee. Cependant :

– Si λ0>∼ 7400 ˚A , il est impossible de discriminer une raie de Lyman-α `a z>∼5

d’une raie de [OII] `a z>∼0.9, car la raie de [OIII] correspondant `a [OII] se

situe dans le proche infrarouge, hors du domaine spectral couvert par LRIS (λ > 10000 ˚A).

– Dans la partie rouge, la recherche des raies correspondantes de [OIII] ou de

Balmer est gˆen´ee par la pr´esence de raies atmosph´eriques.

Pour cette raison, des contraintes externes sur le d´ecalage spectral s’av`erent tr`es utiles pour briser une telle d´eg´en´erescence. La comparaison avec d’autres donn´ees, notamment d’imagerie, n´ecessite la localisation pr´ecise de chaque objet dans le champ observ´e.

Position de la fente et des candidats sur les images du Hubble Space Telescope

Fig. 2.12: Exemple d’image acquise par la cam´era de guidage de l’instrument. On remarque la position de la fente (bande horizontale au centre) et plusieurs sources ponctuelles identifi´ees dans le champ de l’image HST (cercles).

A chaque d´eplacement du t´elescope entre deux positions de fente, on conserve une image acquise par la cam´era de guidage de LRIS, de courte dur´ee. Celle-ci fournit simultan´ement la position actuelle de la fente (ligne horizontale proche du milieu de l’image) ainsi que celle des objets les plus brillants du champ point´e (Figure 2.12). On utilise par la suite cette image pour contrˆoler la position instrumentale utilis´ee sur l’image HST, qui contient un champ plus ´etendu et une r´esolution permettant une localisation pr´ecise des objets. Nous avons d´evelopp´e un script semi-automatique

sous IRAF qui effectue ces op´erations dans l’ordre :

1. L’identification interactive de plusieurs sources ponctuelles communes aux champs de la cam´era de guidage et de l’image HST, et la mesure automatique de la position de leurs centro¨ıdes.

2. Le calcul de l’´equation du lieu de la fente, `a partir de la d´epression en flux apparaissant dans la partie centrale du champ de la cam´era de guidage. 3. L’ajustement d’une transformation g´eom´etrique entre ces deux images et le

calcul de la nouvelle ´equation de fente sur l’image HST.

4. Un nouveau processus effectue les deux derni`eres ´etapes de mani`ere auto- matique, en utilisant un plus grand nombre d’objets contenus dans les deux champs, pour am´eliorer la pr´ecision de la transformation.

5. La position longitudinale de la fente, qui peut l´eg`erement varier entre plusieurs observations, est ensuite affin´ee de mani`ere `a faire co¨ıncider les objets les plus brillants avec les continui apparents sur le spectre.

Une fois bien ´etablie la transformation entre une position sur le spectre et celle sur l’image HST, il est alors ais´e d’identifier `a quelle source peut correspondre chaque raie d’´emission catalogu´ee.

Contraintes par la photom´etrie multi-bandes

La majorit´e des objets `a raies d’´emission s´electionn´es apparaissent sur les donn´ees du HST, mais sont aussi pr´esents sur d’autres images de t´elescopes au sol, prises dans des filtres en large bande. La plupart de ces donn´ees compl´ementaires proviennent de l’instrument CFH12k Cuillandre et al. (2000) au foyer du t´elescope Canada-France- Hawa¨ı (CFHT).

Pour les positions les plus ´eloign´ees du centre de l’amas, ces images sont une bonne alternative `a l’absence d’observation HST (la taille de champ de la cam´era WFPC-2, de 145” de cˆot´e , ´etant l´eg`erement inf´erieure `a la longueur de la longue fente LRIS, 175”) pour d´eterminer les sources responsables des raies en ´emission.

De plus, des mesures de photom´etrie sur ces images, utilisant le logiciel SExtrac- tor (voir chapitre 4.4.2), peuvent dans certains cas infirmer l’interpr´etation d’une raie comme Lyman-α si aucune d´epression de flux n’est mesur´ee entre deux filtres situ´es de part et d’autre de la raie (chacun d’entre eux mesurant le niveau de conti- nuum spectral de l’objet).

Les diff´erentes images disponibles pour nos amas sont pr´esent´ees en Table 2.2. Contraintes par la pr´esence d’images multiples

La position des fentes a ´et´e choisie de mani`ere `a explorer les r´egions proches des lignes critiques `a grand d´ecalage spectral. Les sources obtenues seront donc tr`es

Amas R´ef´erence HST Autres donn´ees Abell 68 R702W CFH12k (B, R, I) Abell 370 R675W CFH12k (B, V, R, I) Abell 773 R702W UH-2.2m (R) Abell 963 R702W CFH12k (B, V, R, I) Abell 1689 ACS-I775W CFH12k (B, R, I) Abell 2218 I814W CFH12k (B, R, I) Abell 2219 R702W CFH12k (B, R, I) Abell 2390 I814W CFH12k (B, R, I) Cl1358+62 V606W

Tab. 2.2:Liste des images du t´elescope spatial utilis´ees pour l’identification (la bande choisie est la plus proche du filtre I) et autres donn´ees (observations au sol) disponibles pour chaque amas, dans les filtres en bande large correspondants.

amplifi´ees, et on s’attend dans la majorit´e des cas `a la formation d’images multiples. Il se cr´ee notamment une paire d’images sym´etriques, de part et d’autre de la ligne critique, selon la configuration pr´esent´ee sur la Figure 1.21. Celles-ci auront un as- pect et une valeur d’amplification similaires.

Les mod`eles de lentilles sont utilis´es pour localiser avec pr´ecision la ligne cri- tique au d´ecalage spectral suppos´e de chaque candidat Lyman-α. Avec la r´esolution fournie par les images HST, il est alors possible d’identifier l’image “compagne” du candidat par son flux, sa couleur et sa morphologie.

Pour une des raies d’´emission d’un candidat derri`ere l’amas Abell 2218, une telle contre-image a ´et´e clairement rep´er´ee de l’autre cˆot´e de la ligne critique, `a l’empla- cement pr´evu par le mod`ele de lentille (Figure 2.13). Cette d´ecouverte a apport´e des contraintes suppl´ementaires sur le d´ecalage spectral de la source. En effet, au d´ecalage spectral correspondant `a la raie d’´emission [OII], aucune contre-image n’est

visible. Cette galaxie a ´et´e ult´erieurement confirm´ee `a z ≃ 5.6 (voir section 2.3.5). Parmi les candidats, plusieurs ´emetteurs Lyman-α `a images multiples ont ´et´e rep´er´ees sur les images du t´elescope spatial. Celles-ci correspondent `a des observa- tions d´ej`a connues, ou `a une contre-image de la mˆeme source. Il s’agit des ´emetteurs Lyman-α `a z = 4.92 derri`ere l’amas MS1358+62 (Franx et al., 1997), z = 4.86 derri`ere Abell 1689 (Frye et al., 2002) et z = 4.05 derri`ere Abell 2390 (Frye & Broadhurst, 1998; Pell´o et al., 1999b). Egalement, une autre source `a image non- multiple (donc plus faiblement amplifi´ee) dans le champ de l’amas Abell 370 a ´et´e identifi´ee sur plusieurs fentes comme ´etant `a z ≃ 2.8, `a partir d’une raie en ´emission Lyman-α spatialement ´etendue : cet objet d´ecouvert par Ivison et al. (1998) est ´etudi´e plus pr´ecis´ement en section 2.3.5.

Fig. 2.13:D´etection d’un candidat et de sa contre-image dans le champ d’Abell 2218. La position des lignes critiques `a z = 5.6 (dans le cas d’un ´emetteur Lyman-α, trait plein) et z = 1.14 (dans le cas de [OII], trait pointill´e) sugg`erent une identification `a grand d´ecalage spectral pour cette source. Les deux objets ont une morphologie et une photom´etrie similaires sur cette image HST composite, combinant les bandes V450, R606 et I814.