ayant une structure nettement plus lisse et moins complexe. Ensuite, au lieu de procéder par étapes en rétrécissant le rayon et la contrainte de lissage, le valeur de la constante de lissage est maintenue constante sur toute l’image. Cependant, le fond est d’abord construit dans une région définie par une gaussienne très étroite au début (typiquement deFWHM = 5 pxl) qui s’agrandit progressivement jusqu’à environFWHM =30 pxl après une centaine d’itérations. Cette stratégie, qui automatise le processus itératif vu à la section précédente, modélise donc d’abord les régions centrales avec leurs détails propres, avant d’ajouter progressivement les structures plus éloignées. Cela constitue un gain de temps considérable.
2.5 Déconvolution de spectres
La déconvolution de spectres 2D, développée en détail dans Letawe [69], est basée sur le même principe que la déconvolution des images, à savoir, le respect du théorème de l’échantillonnage.
La principale caractéristique de la méthode réside dans le fait que la déconvolution se fait dans la direction spatiale, individuellement pour chaque ligne du spectre, c’est-à-dire pour chaque longueur d’onde. Le résultat final de la déconvolution pour une longueur d’onde k, fk(x), s’exprime donc comme la somme d’un fond diffushk(x) et d’une somme deMsources ponctuelles,
fk(x)=hk(x)+ XM m=1
am,kr(x−cm,k).
De la même manière, s’il y a K lignes spectrales, on doit construire K noyaux de déconvolution sk(x). Par analogie au cas des images, s’il y a N pixels dans la direction spatiale, on construit la fonction à minimiser
Les deux premiers termes (2.18) et (2.19) sont équivalents à ceux de l’équation (2.5), si ce n’est qu’on somme en plus la contribution de chaque lignek du spectre. Dans le dernier terme (2.20),g représente un gaussienne de largeur à mi-hauteur choisie,Gest un coefficient de normalisation, etB est fixé par l’utilisateur. Ce terme assure que, pour une source ponctuelle donnée, les centres trouvés pour chaque longueur d’onde soient corrélés entre deux longueurs d’ondes proches. La force de la corrélation imposée dépend de la larguer deg, deBet deµ. Une exemple de déconvolution se trouve Fig. 2.7.
F. 2.7 –Morceau de spectre 2D d’un quasar et sa déconvolution. De gauche à droite : spectre observéd(x), fondh(x), source ponctueller(x) et résultat de la déconvolution f(x)=h(x)+r(x) qui, reconvolué avecs(x), est en accord avec le spectre observé.
F. 2.8 –Exemple de séparation quasar/hôte pour HE 2345-2906. On voit bien les raies larges et le continu intense caractéristiques des spectres de quasar. Le spectre de la galaxie hôte comporte une composante conti-nue et des raies en absorption, signature spectrale des étoiles, et des raies étroites émises par des régions gazeuses excitées, dans ce cas-ci, par les étoiles.
Une manière efficace d’étudier la galaxie hôte dans son ensemble est de sommer tous les pixels dans la direction spatiale, ce qui donne un spectre ditintégré. Un exemple de spectre intégré obtenu pour un quasar et sa galaxie hôte est donné Fig. 2.8.
Chapitre 3
Etude d’un échantillon de quasars par imagerie HST/ACS et spectroscopie VLT/FORS1 combinées
Le premier article publié durant la thèse consiste en l’étude d’un échantillon de 6 quasars en développant une méthode de combinaison d’images et de spectres de quasars déconvolués. L’objectif est de caractériser le mieux possible les interactions entre le quasar et son hôte en utilisant à la fois des images à haute résolution et des spectres possédant une résolution spatiale. Nos méthodes permettent de décrire plusieurs processus prouvant l’influence du rayonnement du quasar sur sa galaxie hôte comme par exemple la réflexion du rayonnement du quasar par des électrons libres ou de la poussière galactique.
L’article, publié le 1 juin 2008 dansThe Astrophysical Journal, est présenté dans ce chapitre. Ensuite, quelques précisions et compléments à l’étude sont développés.
Understanding the relations between QSOs and their host galaxies from combined HST imaging and VLT
spectroscopy
1.Y. Letawe
(1), P. Magain
(1), G. Letawe
(1), F. Courbin
(2)and D.
Hutsemékers
(1)(1) Institut d’Astrophysique et de Géophysique, Université de Liège, Allée du 6 Août, 17, Sart Tilman (Bat. B5C), Liège, Belgium.
(2) Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL), Laboratoire d’Astrophysique, Observatoire, CH-1290 Sauverny, Switzerland.
Published in The Astrophysical Journal, 679-983, 2008, June 1
keywordsQuasars – host galaxies – deconvolution – individuals : HE 0306–3301, HE 0354–5500, HE 0450–2958, HE 1434–1600, HE 1503+0228, HE 2345–2906
Abstract
The host galaxies of six nearby QSOs are studied on the basis of high resolution HST optical images and spatially resolved VLT slit spectra. The gas ionization and velocity are mapped as a function of the distance to the central QSO. In the majority of the cases, the QSO significantly contributes to the gas ionization in its whole host galaxy, and sometimes even outside.
Reflection or scattering of the QSO Hαline from remote regions of the galaxy is detected in several instances. The line shifts show that, in all cases, the matter responsible for the light reflection moves away from the QSO, likely accelerated by its radiation pressure.
The two faintest QSOs reside in spirals, with some signs of a past gravitational perturbation.
One of the intermediate luminosity QSOs resides in a massive elliptical containing gas ionized (and probably pushed away) by the QSO radiation. The other medium-power object is found in a spiral galaxy displaying complex velocity structure, with the central QSO moving with respect to the bulge, probably as a result of a galactic collision. The two most powerful objects are involved in violent gravitational interactions and one of them has no detected host.
These results suggest that (1) large-scale phenomena, such as galactic collisions, are closely related to the triggering and the feeding of the QSO and (2) once ignited, the QSO has significant influence on its large-scale neighborhood (often the whole host and sometimes further away).
1based on observations made with the Nasa/ESA Hubble Space Telescope (cycle 13 proposal #10238), and with ANTU/UT1 at ESO-Paranal observatory in Chile (programs 65.P-0361(A) and 66.B-0139(A)).
3.1 Introduction
The study of QSOs and their host galaxies has become a widespread subject of investigation in astrophysics for the past 10 years. Some recent developments show that statistical analyses over samples of QSOs may lead to fruitful conclusions about the morphology, the gaseous and stellar content of the host galaxies, and about the mass of the central black hole, the QSO ignition and fueling,etc. However, no clear scheme has emerged yet to account for the diversity of QSO and host galaxies properties and the debate on their interrelations is still widely open.
Previous studies of QSO host galaxies were carried out using either spectroscopic data (Hughes et al. [55], Baldwin et al. [7], Letawe et al. [70], Vanden Berk et al. [133], Kewley et al. [62]) or high resolution images (Bahcall et al. [4], Dunlop et al. [35], Floyd et al. [40]). None of them used both spectroscopy and high resolution imaging.
This kind of study was carried out for the bright QSO HE 0450–2958 (Magain et al. [83]) showing a strongly distorted galaxy, about 7 kpc away from the QSO. Previous studies (Boyce et al. [17], Canalizo & Stockton [21]), assumed that it probably experienced a collision with the QSO host galaxy. A careful processing of the HST images allowed to separate the point source from the extended objects, with the surprising result that no host galaxy could be detected around the QSO.
Only a compact ‘blob’ next to the QSO could be found, whose spectrum was shown to consist in a cloud of gas ionized by the QSO radiation, with no trace of a stellar component. The nature of HE 0450–2958 is still controversial : is there no host galaxy at all, or could it be faint enough to escape detection ? Which formation mechanism could account for such a special configuration ? Whatever the answer, the study of HE 0450–2958 is a beautiful example of the nice complementarity between spectroscopy and imaging.
The aim of the present paper is to extend this kind of analysis to the six Type 1 QSOs for which we have both high resolution images obtained with the Hubble Space Telescope (HST) and slit spectra using FORS1 on the ESO Very Large Telescope (VLT) (Letawe et al. [70]). The six QSOs are : HE 0306–3301, HE 0354–5500, HE 0450–2958, HE 1434–1600, HE 1503+0228 and HE 2345–2906.
Section 2 gives an overview of the observational data and of the main characteristics of the reduction process. In Sect. 3, the post-processing of the HST images is explained, while Sect. 4 describes the extraction of the spatially resolved host spectra. In Sect. 5, the methods used to analyze simultaneously the images and the spectra and to infer the host properties are explained. Section 6 presents the results on individual objects, while Sect. 7 provides a general discussion and some conclusions on the QSO host properties. Throughout the paper, we adopt the following cosmology : H0=65 km s−1Mpc−1,Ωm=0.3 andΩλ =0.7.