Comparaison des mesures manuelles des raies d’émission avec le logiciel

Cette figure montre les mesures effectuées par le logiciel “platefit” en fonction des

mesures manuelles pour un ensemble de galaxies de l’échantillon LCL05 : largeur

équivalente de la raie [OII]λ3727 (en haut à gauche), flux de la raie [OII]λ3727 (en bas

à gauche), largeur équivalente de la raie [OIII]λ5007 (en haut à droite), flux de la raie

[OIII]λ5007 (en bas à droite).

La figure 6.7 montre la qualité des mesures sur les raies qui sont en partie

confon-dues à basse résolution (les raies [NII]λλ6548,6584 avec la raie Hα, ou les raies

[SII]λλ6717,6731 l’une avec l’autre). La somme des raies [SII]λλ6717+6731 et le

rap-port [NII]λ6584/Hαsont mesurés avec une bonne qualité ce qui indique, surtout dans

FIG. 6.6 – Comparaison des mesures manuelles des raies d’émission avec le logiciel

“platefit”.

Cette figure montre les mesures effectuées par le logiciel “platefit” en fonction des

mesures manuelles pour un ensemble de galaxies de l’échantillon LCL05 : largeur

équivalente de la raie Hβ (en haut à gauche), largeur équivalente de la raie [NII]λ6584

(en bas à gauche), largeur équivalente de la raie Hα (en haut à droite), largeur

équi-valente de la raie [SII]λ6717 (en bas à droite).

le second cas, que le logiciel “platefit” a pu correctement séparer les flux ou les

lar-geurs équivalentes provenant des diverses raies confondues.

Signalons le cas de la raie [OII]λ3727 qui est en réalité un doublet de deux raies

très proches : [OII]λλ3726,3729. Nous avons constaté que le logiciel “platefit” ne

don-nait pas de bon résultat si nous considérions ces deux raies séparemment.

Cepen-dant, compte tenu de la résolution de nos spectres, la différence de longueur d’onde

entre ces deux raies est très inférieure à leurs largeurs. Le doublet peut donc être

assimilé à une seule raie ([OII]λ3727) et ajusté selon une loi normale. Néanmoins le

doublet ne possède pas la même largeur que les autres raies collisionnelles. Nous

avons donc introduit un nouveau paramètre libre : le facteur d’élargissement du

dou-blet [OII]λ3727 pouvant varier entre 1,0 et 1,5 fois la largeur des autres raies

colli-sionnelles.

FIG. 6.7 – Comparaison des mesures manuelles des raies d’émission avec le logiciel

“platefit”.

Cette figure montre les mesures effectuées par le logiciel “platefit” en fonction des

mesures manuelles pour un ensemble de galaxies de l’échantillon LCL05. À gauche :

somme des raies [SII]λ6717 et [SII]λ6731 calculée à partir de leur flux (en bas) ou de

leur largeur équivalente (en haut). À droite : rapport des raies [NII]λ6584 et Hαcalculé

à partir de leur flux (en bas) ou de leur largeur équivalente (en haut).

6.1.2.2 Dépendance en fonction de la résolution

Nous avons vu, grâce aux mesures manuelles, que le logiciel “platefit” donnait de

bons résultats pour les mesures des raies d’émission des galaxies de l’échantillon

LCL05. Cependant nous savons que le relevé VVDS possède une résolution environ

deux fois plus petite (Rs ≈250) que les observations réalisées pour l’échantillon LCL05

(R

≈500). Nous devons donc vérifier que le logiciel “platefit” donne de bons résultats

à cette nouvelle résolution. Nous avons donc dégradé la résolution des spectres de

l’échantillon LCL05 à la résolution du relevé VVDS, puis nous avons remesuré les

raies d’émission à l’aide du logiciel “platefit” (Lamareille et al., 2006b).

La figure 6.8 montre le spectre de la galaxie LCL05 028 (cfrs 03.0037) dont la

ré-solution a été dégradée à celle du relevé VVDS, ainsi que les ajustements réalisés

par le logiciel “platefit” sur ce nouveau spectre. En comparant cette figure aux

fi-gures 6.1 et 6.2, on voit clairement que les raies apparaissent plus larges à cause de

la plus faible résolution, mais aussi moins intenses car leur flux se conserve (voir la

relation 3.17 page 56 entre le flux, la largeur et l’intensité maximum des raies). Par

conséquent les raies les plus faibles peuvent devenir plus difficiles à mesurer sur un

spectre à basse résolution, sans oublier que les raies proches ([NII]λ6584 et Hα par

exemple) sont encore plus confondues qu’elles ne l’étaient déjà à résolution moyenne.

Les figures 6.9 et 6.10 montrent les résultats obtenus sur les spectres dégradés en

fonction des résultats initiaux. Cette figure confirme que le logiciel “platefit” peut

me-surer correctement les raies d’émission sur les spectres à basse résolution du relevé

VVDS. Cela concerne aussi bien les raies intenses ([OII]λ3727) que les raies faibles

([NII]λ6584), avec une plus grande dispersion dans ce dernier cas mais qui reste

co-hérente avec les erreurs de mesure. De plus la comparaison des mesures de la raie

Hβ, qui possède une composante en absorption non négligable, nous indique que

l’ajustement du continuum et des raies d’absorption stellaires n’est pas affecté par la

diminution de la résolution. Notons aussi que la comparaison des mesures du rapport

[NII]λ6584/Hα, dont la valeur est couramment utilisée dans les études

spectrophoto-métriques, nous indique que la séparation des flux ou des largeurs équivalentes de

ces deux raies peut être réalisée correctement malgré la basse résolution du relevé

VVDS.

Notons enfin le cas des indices des raies d’absorption. Comme nous l’avons vu

plus haut, ceux-ci font appel à des définitions strictes du domaine d’intégration et

des points utilisés pour extrapoler le continuum. Or ces définitions ont été calculées à

l’aide de spectres à résolution moyenne, équivalente à celle de l’échantillon LCL05. Si

ces définitions restent valables à plus haute résolution, la question de leur validité se

pose à basse résolution. En effet l’élargissement des raies d’absorption fait que

celles-ci couvrent un domaine plus large que le domaine d’intégration lorsque la résolution

devient trop faible. Ce phénomène est observé à la résolution du VVDS comme le

montre la figure 6.11(a) avec l’indice HdA de la raie d’absorption Hδ.

Nous avons donc défini un nouvel indice HdW plus large (voir le tableau 6.1), que

nous avons utilisé pour mesurer la raie d’absorption Hδ sur les spectres du relevé

VVDS. Notons que seule cette raie est utilisée dans ce travail de thèse pour mesurer

les propriétés physiques des galaxies à partir de la composante stellaire (voir la

sec-tion 6.2). Nous n’avons donc pas, pour l’instant, redéfini de nouveaux indices pour

les autres raies d’absorption.

Afin de permettre la comparaison avec d’autres études effectuées à plus haute

résolution, la figure 6.11(b) montre la relation entre l’indice standard HdA et l’indice

HdW utilisé pour le relevé VVDS. Les valeurs des deux indices ont été calculées sur

un ensemble de spectres théoriques couvrant des métallicités variant entre 0,005 et

FIG. 6.8 – Utilisation du logiciel “platefit” sur des spectres à basse résolution.