4.4 D´etails de l’analyse lensing
4.4.2 Cr´eation des catalogues d’objets
Une fois les images finales g’, r’, i’, z’ et χ2
gri obtenues, l’´etape suivante consiste `a
effectuer la d´etection des objets. Pour cela, j’ai utilis´e le logiciel SExtractor7(Bertin
& Arnouts 1996) dans sa configuration dual mode : le logiciel r´ealise la d´etection des objets sur l’image χ2 et les mesures sur les 4 images simples ; l’avantage est alors de
ne pas avoir `a faire de matching entre les 4 catalogues g, r, i et z.
Afin d’optimiser les r´esultats de SExtractor on effectue 2 runs sur chaque image. Le premier, effectu´e avec un seuil de d´etection ´elev´e (> 5σ), sert `a estimer la taille de la PSF qui est d´efinie comme la taille moyenne observ´ee des ´etoiles. Ce premier passage donne aussi le niveau de saturation des pixels, ´egal `a la limite sup´erieure du flux des ´etoiles. Ensuite on lance SExtractor une seconde fois avec un seuil de d´etection bien plus bas (> 1.5σ) afin de r´ecup´erer le maximum de galaxies. Notons ici que j’ai utilis´e SExtractor avec des masques afin d’´eviter d’inclure dans les catalogues de faux objets situ´es dans les zones bruit´ees de l’image (pixels d´efectueux, jointures entre CCD, aigrettes et r´eflections d’´etoiles, ...), ´etape n´ecessaire et importante pour ne pas engendrer du faux signal de cisaillement dans la suite de l’analyse avec par
4http ://www.astromatic.net/software/scamp
5http ://www.astromatic.net/software/weightwatcher
6http ://www.astromatic.net/software/swarp
Fig. 4.3: Diagramme flux central µmax-magnitude pour l’amas MS0015. Les ´etoiles (points rouges)
se regroupent dans une r´egion clairement d´efinie, la branche des ´etoiles. Les galaxies (points bleus) sont les objets moins piqu´es que les ´etoiles pour une magnitude donn´ee. Les points noirs sont les objets consid´er´es comme de fausses d´etections avec un flux proche du niveau de saturation ou bien une luminoit´e plus piqu´ee qu’une ´etoile.
exemple avec la pr´esence de fausses galaxies tr`es elliptiques autour des ´etoiles tr`es brillantes.
Une fois que tout les objets sont localis´es, il faut s´eparer les ´etoiles des galaxies et des fausses d´etections. Pour ce faire, on utilise l’image r’ qui a la meilleure qualit´e photom´etrique. Encore une fois, j’ai appliqu´e ici une m´ethode standard : les objets sont tri´es selon des crit´eres de taille, de magnitude et de brillance de surface. La premi`ere condition qui doit ˆetre remplie par un objet pour ˆetre consid´er´e comme une ´etoile est sa position dans le diagramme magnitude-µmax (figure 4.3) o`u µmax
est sa brillance de surface centrale.
En effet, pour un flux ou une magnitude donn´e, une ´etoile sera plus brillante, plus ”piqu´ee” qu’une galaxie. On s’attend donc `a ce que les ´etoiles peuplent une r´egion bien d´efinie dans l’espace magnitude-µmax, r´egion que l’on appelle ”branche
des ´etoiles”. Cette r´egion a la forme d’un parall´elogramme autour d’une droite de pente 1. Sa limite sup´erieure est le niveau de saturation de l’image. Sa largeur est prise `a 0.4 mag, une valeur repr´esentative de la dispersion en magnitude des ´etoiles pour un µmax donn´e. Sa limite inf´erieure est plus difficile `a d´efinir et est prise
comme correspondant au mode de la distribution en brillance de surface plus 1 afin de r´ecup´erer le maximum d’´etoiles qui seront utilis´ees par la suite pour estimer le champ de PSF `a partir de leur forme observ´ee. Cette limite permet ´egalement de r´eduire la contamination par des galaxies dont l’ellipticit´e intrins`eque peut biaiser cette estimation.
4.4. D ´ETAILS DE L’ANALYSE LENSING 101
Fig. 4.4: Diagramme magnitude-taille pour l’amas MS0016. Les ´etoiles (points rouges) ont une taille (largeur `a mi-hauteur de la gaussienne ajust´ee par SExtractor sur les isophotes de l’objet) caract´eristique, ´egale plus ou moins `a la taille de la PSF. Les objets plus petits que les ´etoiles sont principalement de fausses d´etections (points noirs) alors que les objets de tailles plus ´etendues et non satur´es (points bleus) sont consid´er´es comme ´etant des galaxies.
d’avoir une taille inf´erieure `a celle de la PSF (∼ seeing) plus un pixel. Cette coupure
apparaˆıt naturellement lorsque l’on regarde un diagramme taille-magnitude (figure 4.4) sur lequel la majorit´e des ´etoiles sont regroup´ees dans une zone limit´ee pour toutes les valeurs de la magnitude.
Pour la s´el´ection des galaxies, on se base sur les mˆeme crit`eres : une galaxie sera consid´er´ee comme telle si elle est dans la r´egion inf´erieure `a la branche des ´etoiles (c’est-`a-dire moins piqu´ee), sous le niveau de saturation et ayant une taille sup´erieure `a la taille de la PSF moins 0.5 pixel (les objets trop petits sont exclus car ´etant soit des ´etoiles, soit des ”fausses d´etections”, soit des galaxies mais de taille trop petite pour que l’estimation de leur param`etres de forme soit efficace). SExtractor retourne ´egalement pour chaque objet un param`etre utile pour am´eliorer la s´election, le param`etre CLASS STAR. Ce param`etre qui varie de 0 `a 1 correspond `a une estimation de la stellarit´e d’un objet. Ainsi, tout objet ayant CLASS STAR> 0.8 est ´egalement exclu du catalogue de galaxies.
Au final, on dispose pour chaque amas d’un catalogue d’´etoiles et d’un catalogue de galaxies. Cette s´election est effectu´ee uniquement sur les images r’. Pour r´ecup´erer les magnitudes des galaxies dans les autres bandes, on r´ealise ´egalement les 2 passages de SExtractor sur les images g’, i’ et z’. Ces images sont de qualit´e photom´etrique moindre, et donc on perd un bon nombre d’objets si l’on effectue le tri ´etoiles/galaxies `a partir de ces catalogues. La solution est de tirer avantage du dual-mode pour avoir exactement le mˆeme nombre d’objets d´etect´es sur chaque image et ayant le mˆeme identifiant dans chaque catalogue. Dans la table 4.2 sont r´esum´es les param`etres
Tab. 4.2: Caract´eristiques des donn´ees optiques dans la bande r" de Megacam.
Amas Exposition Seeing Compl´etude Galaxies Etoiles (sec.) (”) (50%) (arcmin−2) (arcmin−2)
MS0015.9+1609 5600 0.82 24.50 26.3 1.6 MACSJ0451.6-0305 7200 0.77 24.75 30.6 3.2 RXJ0856.1+3756 7200 0.66 24.90 40.7 2.2 RXJ0943.1+4659 7200 0.87 24.60 33.9 1.7 RXJ1003.0+3254 7200 0.79 24.55 31.4 1.4 RXJ1120.1+4318 7200 0.60 24.85 40.8 1.9 MACSJ1206.2-0848 7200 0.85 24.90 32.1 2.2 MS1241.5+1710 7200 0.72 24.85 35.5 1.9 RXJ1347.5-1144 7200 0.77 24.95 29.5 2.5 MS1621.5+2640 7200 0.60 25.05 41.6 4.7 RXJ2228.5+2036 7200 0.69 24.85 35.5 4.6 d’interˆets `a ce niveau de l’analyse (densit´e d’´etoiles et de galaxies, taille du seeing et magnitude de compl´etude).