3.2 Photométrie de nos candidats
3.2.1 Détection de nos candidats
3.3 Ajustement de la SED des objets . . . . 78
3.3.1 A partir des données dans l’IR lointain . . . . 78
3.3.2 A partir de l’ensemble des données . . . . 79
3.4 Comparaison avec des études récentes . . . . 82
3.5 Bilan de l’étude . . . . 84
74 3.1. LES OBSERVATOIRES
Dans le chapitre 2, nous avons sélectionné 10 sources répondant parfaitement aux
critères de sélection d’objets à très grand redshift. Cependant, d’après l’évolution de
la fonction de luminosité déduite d’études récentes (Bouwens et al., 2011c), nous
avons pu montrer que nous avions trouvé entre 2 et 4 fois plus de sources que ce
qui est observé, suggérant un taux de contamination de notre échantillon d’au moins
50%. Afin de distinguer les bons candidats des contaminants deux solutions s’offrent à
nous : des observations spectroscopiques et l’ajout de contraintes à d’autres longueurs
d’ondes. Dans ce chapitre nous nous intéresserons à l’ajout de contraintes dans
l’infra-rouge lointain et le domaine sub-millimétrique.
3.1 Les observatoires IR lointain/sub-millimétrique
3.1.1 Le télescope spatial Herschel
Herschel (fig.3.1) est une mission de l’Agence Spatiale Européenne lancée le
14 Mai 2009 et placée au point de Lagrange L2 du système Terre-Soleil (soit à 1.5
millions de kilomètres de la Terre). Son miroir de 3.5m (le plus grand diamètre de
miroir dans l’espace) fait de lui le plus grand télescope spatial dédié à l’observation
dans l’infra-rouge. Ses principaux domaines d’investigations sont entre autre la
for-mation et l’évolution des galaxies, la forfor-mation des étoiles et leur relation avec le
milieu interstellaire et l’étude de la Voie Lactée. Il est doté de 3 instruments :
1. HIFI (pourHeterodyne Instrument for the Far Infrared) un spectromètre
he-terodine haute résolution
2. PACS (pour Photodetector Array Camera and Spectrometer) un imageur et
spectromètre échelle de moyenne résolution
3. SPIRE (pourSpectral and Photometric Imaging REceiver) un imageur et un
spectromètre à transformé de Fourier
Sa mission scientifique devrait s’achever d’ici fin 2012 (ou début 2013), c’est-à-dire
au moment où la quantité d’hélium liquide aura été complètement consommée pour
refroidir les instruments (quantité au lancement : 2000L d’hélium).
L’instrument PACS
PACS combine deux modes d’observations : le mode imageur qui permet
d’ac-quérir des données dans deux bandes différentes et le modespectroscopique utilisant
un champ de vue de 50”×50”. Le mode spectroscopique n’ayant pas été utilisé au
cours de cette étude, nous limiterons la description de l’instrument PACS à son mode
imageur.
L’imageur permet d’observer simultanément avec deux filtres différents un même
champ de vue. A chaque acquisition, les longueurs d’ondes allant de 125 à 210 µm
(filtre nommé 160µm par la suite) sont observées, et constituent le premier filtre.
Le second filtre est, quant à lui, à choisir entre celui couvrant les longueurs d’ondes
allant de 60 à 85µm (notée 70µm par la suite) et celui observant les longueurs d’ondes
de 85 à 125µm (noté 100µm dans la suite, figure 3.2). Le champ de vue de chaque
observation est de 1.75’×3.5’. Les tests au sol ont montré qu’une source ponctuelle
de 5 mJy était vue avec un rapport signal sur bruit de 5 après 1 heure d’observation
Figure 3.1 – Vue d’artiste du télescope spatial Herschel lancé le 14 Mai 2009 par
l’ESA.
avec les filtres à 70µm et 100µm, et qu’avec le même temps de pose et la même
exigence sur le rapport S/N, une source ponctuelle de 10 mJy pouvait être détectée
dans le filtre à 160µm.
L’imageur SPIRE
SPIRE associe également, comme PACS, deux modes d’observations : une caméra
sub-millimétrique et un spectromètre à transformée de Fourier (STF). Le STF opère
dans un champ de vue circulaire de 2.6’ de diamètre avec une résolution (λ/∆λ)
comprise entre 20 et 1000 à 250µm. Le champ de vue de la caméra de SPIRE est
de 4’×8’ et dispose de 3 filtres à 250, 350 et 500µm. Pour chaque observation, une
image est acquise simultanément aux 3 longueurs d’ondes grâce à la présence de deux
diviseurs dichroïques de faisceaux à l’intérieur de l’instrument.
3.1.2 LABOCA sur l’antenne APEX
APEX, pour Atacama Pathfinder Experiment, est une antenne de 12m de
dia-mètre (figure 3.3) installée à Llano de Chajnantor (5105m d’altitude) dans le désert
chilien. Elle constitue un prototype des antennes du projet ALMA1, et est
compo-sée de 264 panneaux d’aluminium. Elle peut couvrir les longueurs d’ondes allant de
200µm à 1.5mm. Elle a reçu sa première lumière le 25 septembre 2005. Depuis mai
76 3.1. LES OBSERVATOIRES
Figure3.2 – Transmission de chaque filtre utilisé dans le mode imageur de
l’instru-ment PACS. D’après Poglitsch et al. (2008).
Figure 3.3 – L’antenne APEX de 12m de diamètre, prototype des antennes du
2007, il est possible d’observer, avec l’antenne APEX, via le bolomètre LABOCA
(Si-ringo et al., 2009), pour Large Apex BOlometer CAmera. Ce bolomètre est destiné
aux observations à 870µm, avec une résolution angulaire de 18.6” et un champ de vue
de 11.4’. La caméra propose plusieurs modes d’observation dont le mode « switch »,
idéale pour observer une source isolée, ou encore le mode spirale, qui permet de
cartographier une partie du ciel en suivant une trajectoire spirale.
3.1.3 Les données utilisées
Afin de repérer les sources contaminantes parmi celles retenues autour de l’amas
d’Abell 2667, nous allons ajouter de nouvelles contraintes aux très grandes longueurs
d’ondes sur la SED de nos objets. Pour cela, nous utiliserons les données acquises
avec PACS à 100 et 160 µm et SPIRE à 250, 350 et 500 µm dans le cadre du
programme HLS, pour Herschel Lensing Survey (Egami et al., 2010). Ces données
ont été réduites via le logiciel HIPE (Herschel Interactive Processing Environment)
en suivant la procédure décrite par Rex et al. (2010) et Rawle et al. (2010).
Les observations avec l’antenne APEX et le bolomètre LABOCA ont été réalisées
au cours de l’été 2010 en mode spiral et ont nécessité 30 heures d’observations.
L’image finale couvre un champ de vue de 6’ de rayon et a été réduite par le logiciel
BoA (BOlometer Array Analysis Software2). Le bruit sur toute l’image varie entre
1.1 et 3.0 mJy, et prend des valeurs extrêmes sur les bords de l’image.
3.2 Photométrie de nos candidats
3.2.1 Détection de nos candidats
Sur les 10 sources sélectionnées (table 2.8) autour de l’amas de galaxies Abell
2667, seules 4 sont dans le champ de vue de Herschel et APEX et non-superposées
à d’autres sources, de manière à pouvoir extraire proprement leur flux. Y3 et Y4
ne sont jamais détectées sur ces images, alors que z1 et Y5 ont plusieurs détections
entre 100µm et 870µm.
La détection de z1 est facilitée par la continuité des données entre le visible et
la première observation Herschel (c’est-à-dire que toutes les longueurs d’ondes sont
couvertes entre 0.8 et 100µm). A l’inverse, l’absence de données dans le la dernière
bande IRAC et la bande MIPS de Spitzer rend l’identification deY5 difficile. De plus,
cette source est située sur les bords de l’image à 100 et 160µm, c’est-à-dire là où le
bruit est maximum, et semble ne pas être détectée. En revanche une forte émission
est observée au niveau de cette source dans la bande à 250µm. Aucune source n’étant
repérée à moins de 3” autour de Y5 sur les images visible et proche infra-rouge, et
de plus compte tenu que la probabilité de détecter à 250µm une source invisible en
optique/proche IR est négligeable, on peut supposer que cette émission à 250µm est
bien due à notre source.
Dans le document
Recherche et étude des premières galaxies
(Page 74-78)