Congurations choisies pour SNLS

En ce qui nous concerne, la première demande de temps à l'ESO était un Large Pro- gram, limité à des observations sur FORS1 en mode LSS. FORS1 n'est pas le meilleur instrument de l'ESO, mais est tout à fait convenable, et présente l'avantage de ne pas être trop demandé. La demande avait donc une chance d'être acceptée. Elle le fut, nous allouant 60 heures d'observations en temps noir par semestre pendant 2 ans, soit un impressionnant bagage de 240 heures.

Puisque l'on cible des supernovæ, dont on attend une poignée par mois et par champ, avec très peu de chances pour qu'elles soient groupées dans un champ de 700_{, et que la}

réduction de spectres LSS est beaucoup plus simple et propre que celle de spectres MOS, le choix du mode LSS était naturel.

Pour la seconde demande de temps (Oct. 2005 - Oct. 2007), de nombreux nouveaux instruments formidables ont été intallés à Paranal, et la pression sur FORS2 (plus sensible que FORS1 dans le rouge) a diminué. On souhaitait maintenant pouvoir mesurer aussi le redshift de galaxies hôtes de vieilles supernovæ dont la courbe de lumière est en bon accord avec une SN-Ia, mais pour lesquelles le spectre n'avait pas pu être obtenu (mauvais temps, indisponibilité et aléas divers). La demande portait donc cette fois sur FORS1 et sur FORS2, en modes LSS et MOS.

Il ne reste alors qu'à choisir le grisme et la fente les mieux adaptés à nos objets. Nos spécications :

Les éjectas de supernovæ, du fait de la nature violente du phenomène, présentent une agitation thermique forte. Cela se traduit spectralement par un lissage Doppler des raies d'absorption, de l'ordre de ∆λ/λ0 ∼ 0.005(soit ∆λ ∼ 25 Å pour λ0 = 5000Å). Il est donc

inutile d'avoir une résolution spectrale meilleure que λ0/∆λ = 1/0.005 = 250, puisque l'on

ne s'attend pas à voir de détails spectraux au delà de cette résolution.

Les supernovæ observées sont souvent très faibles (MI ∼ 24) et l'on collecte d'autant

plus de photons par pixel que la résolution du grisme est faible (chaque pixel couvre un plus grand intervalle de longueurs d'ondes). Donc si l'on veut avoir un S/N décent, il vaut mieux choisir un grisme de basse résolution.

De plus, l'identication spectrale des supernovæ est basée sur l'analyse des accidents du spectre (raies d'absorption), diérents d'un type de supernovæ à l'autre. Une identication robuste nécessite donc de couvrir un large intervalle spectral, contenant le plus de raies possibles. Là encore, la couverture spectrale d'un grisme est d'autant meilleure que sa résolution est basse.

Cependant, le but de la spectroscopie est aussi de déterminer précisément le redshift des galaxies hôtes (à 10−3 _{près). Ceci demande de résoudre les raies d'émissions nébulaires}

des galaxies, typiquement larges d'une dizaine d'Angstroms. Il faut donc une dispersion de quelques Angstroms par pixel.

L'étude des caractéristiques des grismes (table 2.2) montre que les grismes 300V et 300I correspondent le mieux à ces demandes (couverture large, résolution faible et dispersion susante).

Visible ou Infra-Rouge ?

La seule diérence est alors l'intervalle de longueurs d'ondes du spectre obtenu. Le grisme 300V couvre le domaine du visible (445865nm), et le grisme 300I couvre le domaine du proche infra-rouge (6001100nm).

Les SN-Ia émettent le maximum de leurs photons autour de 400nm, dans le bleu, à l'époque du maximum de luminosité, et les raies les mieux connues sont entre 350 et 650nm . L'eet du redshift va translater cet intervalle à 455845nm pour z = 0.3 et à 5951105nm pour z = 0.7 . À priori, il faut donc choisir le grisme 300V pour les supernovæ dont on estime que le redshift est inférieur à 0.5, et le grisme 300I au-delà.

Cependant, le ciel est beaucoup plus lumineux au-delà de 800nm, la sensibilité du capteur CCD y est plus faible, et des franges d'interférences se forment à cause de la minceur du CCD, dont l'épaisseur devient proche de la longueur d'onde des photons. Le S/N obtenu avec le grisme 300I est donc bien moindre que celui obtenu avec le 300V, à temps de poses égaux.

En conséquence, on préfère généralement utiliser le grisme 300V, parfois complémenté par des observations en 300I pour couvrir une grande gamme spectrale.

De plus, l'eet d'un grand redshift (> 0.7) déplace la partie proche UV des spectres dans le domaine visible, ce qui est d'un grand intérêt scientique puisque ces photons UV sont absorbés par l'atmosphère terrestre, rendant cette partie du spectre très malconnue pour les supernovæ proches.

Choix de la fente :

La largeur de la fente choisie va inuencer la résolution spectrale, puisque l'on disperse selon cette même direction. C'est l'intérêt d'avoir des fentes aussi nes que 0.2800_{, pour}

faire de la spectroscopie à haute résolution. Cependant, la turbulence atmosphérique étale les sources ponctuelles en un disque d'une largeur typique, le fameux seeing, de l'ordre de 0.800à Paranal (et 500 à Paris). Appliquer une fente plus ne que ce disque entraîne la perte d'une bonne partie du ux lumineux. La spectroscopie haute résolution sera alors limitée à des objets brillants.

Dans notre cas, on s'inquiète plus de récolter le maximum de photons que d'avoir une bonne résolution spectrale. A l'inverse, si la fente est plus large que le disque, on récolte en plus des photons provenant du fond du ciel, qu'il faudra soustraire, et qui apporteront leur part de bruit. Il faut donc choisir une fente proche du seeing.

Lorsque le seeing se dégrade, le ux lumineux est dilué dans la tâche image, alors qu'il s'y concentre lorsque le seeing s'améliore. On obtient donc un signal d'autant plus fort que le seeing est bon. Paranal est doté d'un petit télescope automatique dédié à mesurer cette qualité d'image : le DIMM (Dierential Image Motion Monitor). Les astronomes peuvent donc suivre en temps réel la qualité d'image au cours de la nuit, et démarrer une observation lorsque le seeing requis est atteint. Cependant, il se peut que le seeing se dégrade au cours de la pose, surtout si elle dure une heure. Si c'est le cas, et que la dégradation est vraiment trop forte, la pose est interrompue, quite à la reprendre plus tard.

An d'avoir un S/N convenable, nos observations sont conditionnées à un seeing infe- rieur à 100_{. La fente est choisie pour être 0.2}00 _{plus large que le seeing :}

seeing < 0.500 _{→ fente de 0.7}00

0.500<seeing < 0.800 → fente de 1.000 0.800<seeing < 1.000 → fente de 1.300