4.5 S´election de candidats `a grand z
4.5.1 Construction du catalogue d’objets non-d´etect´es dans le visible
A partir de la position de chaque objet du catalogue dans l’image de d´etection en H, des listes de coordonn´ees ont ´et´e cr´e´ees pour chaque image visible originale, `a l’aide des transformations g´eom´etriques calcul´ees pr´ealablement (section 4.4.1).
La d´etection de chaque objet dans ces images est contrˆol´ee en ex´ecutant SExtrac- tor avec ce catalogue d’entr´ee : dans ce mode d’utilisation sp´ecifique, le pro- gramme force la recherche d’une d´etection `a proximit´e de chaque source du cata- logue et fournit la magnitude correspondante. Lorsque le r´esultat est plus faible que la profondeur `a 1 σ (donn´ee en Table 4.3), l’objet est consid´er´e comme non-d´etect´e dans cette bande.
Un des avantages de cette technique est l’utilisation directe des images originales dans le visible (non r´e´echantillonn´ees, non convolu´ees), pour lesquelles les crit`eres de d´etection ou de non-d´etection des objets sont plus contraignants.
Un nouveau catalogue est compos´e en combinant les sources non-d´etect´ees sur l’ensemble des filtres visibles (de B `a Z pour Abell 1835, de U `a I pour AC 114). Pour toutes les magnitudes mesur´ees (visible ou proche-infrarouge), les valeurs inf´erieures `a la profondeur dans cette bande ont ´et´e fix´ees `a cette mˆeme profondeur, en posant une limite sup´erieure sur la d´etection. De plus, on impose `a tous ces objets d’ˆetre plus brillants que H= 24. Cette magnitude, d´efinie arbitrairement, essaye d’inclure la majorit´e des objets qu’il est possible de confirmer spectroscopiquement : c’est le cas de la source ´etudi´ee dans Richard et al. (2003) et qui poss`ede une magnitude H= 24.0 ± 0.5.
Chacune des 122 et 38 sources de ce type pr´esentes dans les catalogues respectifs d’Abell 1835 et AC 114 ont ´et´e inspect´ees manuellement. Les principaux contrˆoles visuels effectu´es sur les images originales sont les suivants :
– Les fausses d´etections n´egatives dans les filtres visibles, qui montrent un objet `a la limite de la d´etection dans une ou plusieurs bandes, ont ´et´e retir´ees.
– Plusieurs possibilit´es de fausses d´etections positives, dans un ou plusieurs filtres du proche infrarouge, ont ´et´e identifi´ees et ´elimin´ees par pr´ecaution. Dans la plupart des cas, ces objets sont des sources uniquement d´etect´ees dans la bande H, mais dont l’aspect visuel ne correspondait pas `a la forme attendue pour des sources r´eelles limit´ees par le seeing (elles avaient par exemple une caract´eristique trop piqu´ee, ponctuelle), mais davantage `a des pixels de bruit spatialement corr´el´es.
– Un certain nombre de sources ont ´et´e retir´ees car elles se trouvaient dans des r´egions bruit´ees des images proche-infrarouge, en bordure de champ o`u le temps d’int´egration d´ecroˆıt progressivement ou `a proximit´e de sources tr`es brillantes qui entraˆınent une contamination de leur photom´etrie.
– De la mˆeme mani`ere, l’utilisation de SExtractor en mode “double-image” entraˆıne des mesures de flux pr´esent en bord de l’ouverture, alors qu’aucun objet n’´etait clairement visible au centre. Les valeurs de magnitudes dans ces bandes ont ´et´e manuellement fix´ees comme des non-d´etecions.
– Enfin, plusieurs objets ayant une magnitude plus brillante dans la bande Ksque
dans le filtre H ont montr´e un l´eger d´eplacement du centro¨ıde de leur d´etection, pris sur l’image H o`u il ´etait moins pr´ecis. Afin d’´eviter une photom´etrie fauss´ee dans les couleurs de ces sources (au nombre de 7 pour Abell 1835, 1 pour AC 114), les valeurs finalement adopt´ees pour leur centro¨ıde et leurs couleurs sont celles de SExtractor, ex´ecut´e en prenant l’image Kscomme image de d´etection
(Figure 4.18).
Fig. 4.18: Correction de la position du centro¨ıde mesur´e en bande H (cercle fin) pour un ob- jet brillant en Ks. La nouvelle ouverture (cercle ´epais) donne des couleurs plus pr´ecises entre les diff´erents filtres (de gauche `a droite : J, H, Ks).
Finalement, le r´esultat de cette inspection est un catalogue d’objets non-d´etect´es dans le visible, contenant 24 et 10 sources pour Abell 1835 et AC 114, respective- ment. Un crit`ere suppl´ementaire sur la qualit´e de ces objets a ´et´e d´efini :
– Les sources d´etect´ees dans un nombre N > 2 filtres du proche-infrarouge sont d´efinies comme de “premi`ere” cat´egorie.
– Les autres, d´etect´ees uniquement dans la bande H, sont qualifi´ees de “seconde” cat´egorie. La probabilit´e pour qu’elles soient de fausses d´etections positives a ´et´e mesur´ee pr´ec´edemment (Figure 4.16). Toutefois, il s’agit d’une limite sup´erieure, car elle ne prend pas en compte l’effet de filtre dˆu `a l’inspection manuelle pr´ec´edente.
Les propri´et´es photom´etriques de tous ces objets sont r´esum´ees dans la premi`ere partie de la Table 4.4.
4.5.2
Discussion compl´ementaire sur la r´ealit´e des objets
Afin de contrˆoler que le nombre de sources inclues dans le catalogue ne contient pas majoritairement d’objets “non-r´eels”, plusieurs tests compl´ementaires ont ´et´e effectu´es.
Tout d’abord, les premi`eres mesures photom´etriques avec SExtractor se sont bas´ees sur une image de d´etection diff´erente, cr´e´ee `a partir des toutes premi`eres observations du domaine proche infrarouge (incluant les bandes J, H et K) de la mani`ere suivante : IJHK(x, y) = 1 3 J (x, y) σJ +H (x, y) σH +K (x, y) σKs ! (4.10) O`u les valeurs de σi correspondent `a l’´ecart-type du fond de ciel dans le filtre i.
Le flux dans l’image IJHK est donc une mesure du rapport signal sur bruit (niveau
de d´etection) moyen sur les trois filtres, en supposant des sources faibles domin´ees par le niveau de bruit σi. En effectuant une d´etection `a partir de cette image, on
retrouve la majorit´e (75% et 89% ) des sources de premi`ere cat´egorie, qui montrent alors un flux significatif dans plusieurs bandes du proche-infrarouge, mais ´egalement quelques sources de seconde cat´egorie.
Un autre test, r´ealis´e sur les images SZ de l’amas Abell 1835, a ´et´e de compositer les poses individuelles en deux s´eries, contenant 63% et 37% du temps d’int´egration total, et correspondant aux deux ´epoques d’observation espac´ees d’un mois. Des mesures photom´etriques faites pour chaque ´epoque ont permis de contraindre le nombre de sources variables dans le champ sur cette p´eriode : deux objets de premi`ere cat´egorie montrent des incompatibilit´es, avec une variation sup´erieure `a la barre d’erreur `a 1 σ.
Enfin, un certain nombre de sources identifi´ees peuvent provenir de ph´enom`enes transitoires, se produisant lors des observations dans le proche infrarouge et in- existants sur les images visibles prises `a une autre p´eriode. On peut ainsi ´evaluer :
– La fraction d’objets trans-neptuniens (TNOs) : ces astres poss`edent g´en´eralement un mouvement assez rapide par comparaison au temps d’int´egration des images,
Id. α (14 :) δ (02 :) SZ J H Ks
Abell 1835 : sources de premi`ere cat´egorie
#1 00 :58.278 50 :26.65 24.56 ± 0.18 23.14 ± 0.11 22.22 ± 0.10 21.10 ± 0.04 #2 00 :57.538 52 :49.85 24.80 ± 0.22 24.05 ± 0.27 22.29 ± 0.11 20.95 ± 0.03 #3 01 :01.484 51 :03.63 24.03 ± 0.11 24.54 ± 0.42 22.69 ± 0.16 21.71 ± 0.07 #4 01 :01.733 51 :05.26 24.31 ± 0.14 23.50 ± 0.16 22.82 ± 0.18 21.90 ± 0.08 #5 01 :07.034 51 :35.71 25.82 ± 0.52 > 25.60 23.24 ± 0.28 23.91 ± 0.55 #7 01 :05.067 50 :57.52 25.81 ± 0.51 25.34 ± 0.89 23.39 ± 0.32 > 24.70 #8 01 :00.058 52 :44.08 25.36 ± 0.34 24.99 ± 0.64 23.40 ± 0.32 24.00 ± 0.60 #10 00 :59.890 50 :57.59 24.18 ± 0.12 23.74 ± 0.20 23.45 ± 0.33 21.77 ± 0.07 #11 01 :06.182 50 :27.74 > 26.90 24.29 ± 0.33 23.54 ± 0.36 21.72 ± 0.07 #13 01 :03.125 51 :28.81 > 26.90 24.41 ± 0.38 23.58 ± 0.38 > 24.70 #14 01 :04.209 51 :54.55 > 26.90 24.77 ± 0.52 23.63 ± 0.39 24.53 ± 0.97 #15 01 :02.540 51 :12.84 > 26.90 25.40 ± 0.94 23.63 ± 0.40 > 24.70 #16 01 :03.657 52 :54.83 > 26.90 > 25.60 23.64 ± 0.40 23.08 ± 0.25 #17 01 :05.013 50 :27.11 > 26.90 > 25.60 23.71 ± 0.43 22.06 ± 0.10 #22 01 :02.551 51 :30.06 25.00 ± 0.24 23.99 ± 0.25 23.81 ± 0.47 22.59 ± 0.16 #23 01 :05.699 51 :52.92 > 26.90 24.93 ± 0.61 23.85 ± 0.48 24.03 ± 0.61 #24 00 :58.036 51 :29.09 > 26.90 25.16 ± 0.75 23.88 ± 0.50 > 24.70 #27 01 :04.299 01 :57.19 > 26.90 > 25.60 23.93 ± 0.53 24.57 ± 1.01 Abell 1835 : sources de seconde cat´egorie
#6 00 :59.659 00 :54.73 > 26.90 > 25.60 23.37 ± 0.31 > 24.70 #18 00 :58.890 01 :02.47 > 26.90 > 25.60 23.72 ± 0.43 > 24.70 #19 01 :00.138 02 :05.20 > 26.90 > 25.60 23.72 ± 0.43 > 24.70 #20 00 :58.860 01 :23.85 > 26.90 > 25.60 23.72 ± 0.43 > 24.70 #21 00 :58.732 01 :53.86 > 26.90 > 25.60 23.76 ± 0.44 > 24.70 #35 01 :00.693 02 :09.58 > 26.90 > 25.60 24.00 ± 0.56 24.25 ± 0.75 Id. α(22 :58 :) δ (−34 :) J H Ks
AC 114 : sources de premi`ere cat´egorie
#1 49.777 46 :54.95 22.19 ± 0.05 20.52 ± 0.02 19.23 ± 0.00 #2 49.040 47 :21.94 24.14 ± 0.32 23.01 ± 0.22 > 24.30 #4 46.829 47 :43.83 > 25.50 23.33 ± 0.30 24.23 ± 0.99 #5 46.505 47 :25.96 24.90 ± 0.64 23.41 ± 0.32 > 24.30 #13 44.972 49 :17.27 > 25.50 23.72 ± 0.43 23.67 ± 0.59 #14 53.511 48 :37.85 24.55 ± 0.46 23.73 ± 0.44 > 24.30 #16 50.243 48 :35.75 24.55 ± 0.46 23.90 ± 0.51 > 24.30 #19 43.844 47 :35.31 > 25.50 23.98 ± 0.55 23.69 ± 0.60 AC 114 : sources de seconde cat´egorie
#15 53.529 49 :13.45 > 25.50 23.75 ± 0.45 > 24.30 #17 47.551 48 :53.51 > 25.50 23.93 ± 0.53 > 24.30
Tab. 4.4:Mesures d’astrom´etrie (pour l’´equinoxe J2000.0) et de photom´etrie proche-infarouge des candidats.
et se retrouvent facilement ´elimin´es par les m´ethodes de r´ejection du compo- sitage final (qui ne prennent pas en compte 10% des valeurs minimales et maximales des pixels, consid´er´ees comme aberrantes).
– Le taux de supernovæ dans le champ : on s’attend g´en´eralement `a trouver un nombre de 1 `a 2 supernovæ dans un champ de cette taille et de cette profondeur, compte tenu de la densit´e de galaxies due `a la pr´esence de l’amas. – D’autres ´ev`enements peuvent ˆetres pris en compte (supernovæ amplifi´ee par l’amas de galaxie, effets de mar´ee sur des ´etoiles ...) mais ils devraient avoir une contribution minoritaire aux ph´enom`enes transitoires.