Corrections d'extinction dans l'UV

Correction à partir du rapport infrarouge/UV

L'atténuation dans l'UV peut être très élevée (jusqu'à 4 magnitudes ou plus). L'énergie per-due pour l'observateur lors de l'absorption des photons dans l'UV (et l'optique) par les grains de poussière du milieu inter-stellaire est en fait re-émise dans l'infrarouge moyen et lointain (entre 8 et 1000 µm). En général, la luminosité totale émise dans ce domaine est estimée sur la base de quelques bandes disponibles (par exemple dans le passé les bandes de IRAS à 60 et 100 µm et plus récemment les bandes des satellites Spitzer et Herschel). Ici, cette luminosité infrarouge totale sera appelée de façon générique L(IR) bien que diérentes dénitions (extrapolations sur diérents intervalles de longueur d'onde, et/ou basée sur diérentes observables) existent (voir par exemple Boquien et al., 2010b, et leurs références).

Etant donné cet équilibre énergétique, l'atténuation dans l'UV (A(UV )) est liée au rapport des luminosités dans l'infrarouge et l'UV : L(IR)/L(UV ). Ce rapport est parfois appelé l'excès infra-rouge (IRX pour InfraRed EXcess). Les SFR déduits d'observations UV peuvent être corrigés en utilisant ce rapport (Cortese et al., 2008). Une limitation de cette méthode est que lorsque l'activité de formation stellaire est faible, une partie de l'émission infrarouge peut provenir du chauage par les vieilles étoiles, ce qui conduit à une surestimation de l'extinction dans l'UV (e.g. Iglesias-Páramo et al., 2006). Cortese et al. (2008) ont proposé une méthode tenant compte de cet eet en utilisant diérents indices de couleurs qui mesurent l'équilibre entre étoiles jeunes et vieilles dans la population stellaire de la galaxie.

Correction à partir de la pente du spectre UV

Il est souvent dicile d'avoir des données dans le domaine de l'infrarouge lointain, spé-cialement à grand redshift. Une méthode populaire (mais incertaine) dans ce cas consiste en l'utilisation de la pente du spectre UV (β). En l'absence de poussière, le spectre (en fréquence) est relativement plat (en présence de formation stellaire sous des hypothèses raisonnables). Toute déviation est attribuée à la poussière. Cette méthode a cependant certains problèmes. En particulier, des courbes d'atténuation diérentes peuvent aecter le spectre, indépendam-ment de la quantité de poussière elle-même (e.g. présence ou pas de la bosse -bump- à 2175 Å). Et surtout, il a été démontré que les galaxies locales normales et e.g. les galaxies Starburst

Fig. 2.3  Rapport entre le ux infrarouge total et le ux FUV de GALEX en fonction de la couleur FUV-NUV. Cet indice de couleur est une mesure de la pente du spectre dans l'UV, rapportée sur l'axe horizontal en haut de la gure (Kong et al., 2004). L'axe de droite montre une échelle d'atténuation A(FUV), calculée selon Buat et al. (2005). A gauche, les points avec des barres d'erreur plus grandes que 0.5 (dex sur l'axe de gauche, et en magnitude sur l'axe horizontal) ont été ignorés pour éclaircir le diagramme (les barres d'erreur indiquent de combien les résultats changent si la détermination du ciel en UV ou infrarouge bouge de 1 σ). La courbe montre la relation pour les Starbursts donnée par Kong et al. (2004). Les carrés gris sont les valeurs intégrées de l'Atlas GALEX des galaxies proches (Gil de Paz et al., 2007b). Ils sont entourés d'un cercle pour les grandes spirales utilisée dans Boissier et al. (2007). Dans le panneau de droite, les points noirs montrent ceux utilisé pour ajuster la relation (en excluant les galaxies vue par la tranche). Un simple ajustement et son incertitude (1 σ) est montré (courbe en tirets rouges et zone hachée horizontalement), ainsi qu'un ajustement prenant en compte les incertitudes (ligne pointillée bleue et zone hachée verticalement). Ces ajustements indiquent clairement de plus faibles extinction que les Starbursts (courbe verte) pour la même pente du spectre. D'après Boissier et al. (2007).

2.4. LE RÔLE DE LA POUSSIÈRE 35 ne présentent pas une relation strictement identique entre β et l'atténuation UV, mesurée par le rapport L(IR)/L(UV) (Buat et al., 2010; Muñoz-Mateos et al., 2009; Boissier et al., 2007; Seibert et al., 2005; Kong et al., 2004; Meurer et al., 1999).

Cette diérence peut-être illustrée en comparant la relation trouvée dans les galaxies Star-bursts avec les galaxies plus normales de l'Atlas GALEX des galaxies proches (Gil de Paz et al., 2007b). Cette comparaison est eectuée en gure 2.32. Dans Boissier et al. (2007), nous nous sommes concentrés sur les plus grandes spirales proches, dans lesquelles nous avons pu faire une étude spatialement résolue de cette relation (les points de couleur dans la gure 2.3 cor-respondent à une série d'anneaux concentriques pour chacune de ces 43 galaxies). Par cette approche qui évite de mélanger la luminosité centrale (possible siège d'AGN, bulges) et celle du disque, nous avons trouvé une relation assez bien dénie, et clairement diérente de celle des Starbursts : l'extinction y est moindre pour la même couleur FUV-NUV (ou pente β). Dans le cadre de sa thèse et pendant son séjour au LAM (visite de 3 mois), Juan-Carlos Muños-Mateos a trouvé des résultats similaires à partir des données de l'échantillon SINGS (Muñoz-Mateos et al., 2009). Cette diérence entre l'atténuation des galaxies normales et des Starbursts est aussi trouvée à métallicité donnée (voir gure 2.4). La raison pour laquelle l'atténuation se com-porte diéremment dans les Starbursts pourrait être que la poussière y est chauée seulement par les étoiles les plus jeunes (e.g. Hao et al., 2011) qui contribuent à l'émission UV dans une plus grande proportion que dans les populations stellaires un peu plus âgées. Ces populations jeunes sont aussi probablement plus enfouies dans la poussière du nuage dans lequel elles se sont formées, pas encore totalement dispersé, et dont elles n'ont pas encore migré.

Outre les Starbursts, d'autres types de galaxies s'éloignent de la relation observée dans les galaxies normales montrée en gure 2.3. Pour la même couleur FUV-NUV, les galaxies naines ont un rapport infrarouge/UV plus faible (voir Hao et al., 2011, et leurs références) et présentent une dispersion importante du coté des couleurs bleues et faibles IRX. Dans Boissier et al. (2008), nous avons aussi estimé que l'extinction est très faible dans les galaxies à faible brillance de surface, malgré une certaine dispersion de la couleur FUV-NUV, attribuée à leur micro-histoire de formation stellaire (voir section 6.3). Les LIRGs (Luminous Infrared Galaxies) et les ULIRGs (Ultra Luminous Infrared Galaxies) présentent une relation dispersée avec des valeurs du rapport IRX plus grandes pour la même couleur (Howell et al., 2010). Une calibration de l'atténuation basée sur la relation entre pente du spectre UV et excès infrarouge est donc dicile pour ces galaxies (voir Hao et al., 2011, par exemple).

A redshift intermédiaire (e.g. autour de 1), les galaxies ont tendance à avoir des SFR plus élevés, mais dans le même temps, leur morphologie est plus similaire à celle des disques normaux que des Starbursts locaux. Il n'est donc pas facile de choisir quelle relation entre pente UV et extinction utiliser pour un échantillon distant sans information additionnelle.

Hao et al. (2011) ont comparé les SFR déduits du FUV corrigé de l'extinction à partir de la pente du spectre, et à partir du rapport L(IR)/L(UV ) au SFR déduit de la luminosité Hα,

2Cette comparaison doit être limité à F UV − NUV < 0.9. Au delà, on trouve les galaxies elliptiques dans lesquelles il n'y a plus de relation clairement établie.

Fig. 2.4  Variation de l'atténuation (ou l'épaisseur optique dans le panneau de gauche, en bas) en UV avec le le rayon galacto-centrique, traduit en fonction de la métallicité en uti-lisant le gradient d'abondance observé dans chaque galaxie. D'après Boissier et al. (2004) à gauche ;triangles :Starbursts de Heckman et al. (1998), cercles :galaxies à formation stellaire de Buat et al. (2002), courbes :analyse spatialement résolue de Boissier et al. (2004) et Boissier et al. (2007) à droite ;

corrigée de l'extinction en se basant sur le rapport de Balmer. Ils ont trouvé que le SFR calculé à partir de la luminosité UV et du rapport IRX présente une bonne corrélation avec la référence Hα. Le SFR calculé à partir de la luminosité et de la couleur UV présente une dispersion plus importante (d'un facteur 2.5) et des eets systématiques importants par rapport à la même référence. Cela conrme que la correction basée sur la pente du spectre UV, plus indirecte, est en eet moins précise et able que le rapport infrarouge/UV et ne devrait être utilisée qu'en dernier recours. C'est cependant souvent la seule option disponible (absence de données infrarouge à grand redshift).