Compte tenu des contraintes approximatives sur le d´ecalage spectral de la source, la recherche d’une raie Lyman-α a ´et´e explor´ee sur le domaine de longueur d’onde
1Le Jansky (Jy) est une unit´e de mesure de flux monochromatique couramment utilis´ee en radioastronomie. Il correspond `a 10−23ergs s−1 cm−2 Hz−1
V606W I814W Z’850LP J110W H160W IRAC3.6 IRAC4.5 a b c α 16 35 54.73 16 35 54.40 16 35 48.92 δ +66 12 39.0 +66 12 32.8 +66 12 02.4 V606W ND ND ND I814W 0.09 ± 0.02 0.03 ± 0.01 ND Z850LP 0.39 ± 0.02 0.30 ± 0.02 0.097 ± 0.009 J110W 0.78 ± 0.05 0.67 ± 0.04 NP H160W 0.87 ± 0.04 0.80 ± 0.04 NP 3.6µm – 1.2 ± 0.3 ND 4.5µm – 1.0 ± 0.2 ND 5.8µm ND ND ND 8.0µm ND ND ND µ 25 ± 3 25 ± 3 5.3 ± 0.5
Tab. 3.2:(En haut) : ´evolution du flux dans les composantes a et b en fonction de la longueur d’onde de chaque filtre. (En bas) : Mesures de position astrom´etrique (α, δ, ´equinoxe J2000.0), de photom´etrie et d’amplification (µ) obtenues pour les trois composantes a, b, c du syst`eme multiple observ´e. Les flux sont donn´es en µJy dans chaque filtre. “ND” correspond `a une non-d´etection dans cette bande, et “NP” a une absence d’information (objet Non Pr´esent sur les images).
9250-11200 ˚A, au cours de deux campagnes de spectroscopie avec le t´elescope Keck. Dans le visible (λ < 9600 ˚A)
LRIS sur le t´elescope Keck-I a ´et´e utilis´e en mode multi-objets (MOS) en Juin 2003. L’image principale la plus brillante (a) a ´et´e incluse dans un masque conte- nant d’autres objets en arri`ere-plan de l’amas Abell 2218, notamment la source submillim´etrique d´ecrite par Kneib et al. (2004b). Environ 9.2 × 103 secondes de
temps de pose ont ´et´e obtenus, avec un r´eseau de 600 traits/mm marqu´e `a 1 µm et une fente de 1” de large, dans de bonnes conditions de seeing (≃ 0.8”).
La r´eduction du spectre de cet objet a suivi une proc´edure similaire `a celle des observations en fente longue d´ecrite pour le relev´e des lignes critiques (voir la sec- tion 2.2.2). Trois ´etoiles standard ont ´et´e utilis´ees pour la calibration en flux. La couverture du spectre final s’´etend jusqu’`a λ ≃ 9600 ˚A.
8050 9300
Fig. 3.4:Spectre LRIS obtenu pour l’image la plus brillante (a). Aucune raie d’´emission ou conti- nuumstellaire n’est discernable, y compris dans la fenˆetre spectrale “propre” (non contamin´ee par les raies atmosph´eriques) s’´etendant jusqu’`a 9300 ˚A.
compatible avec Lyman-α) n’a ´et´e d´etect´ee. De plus, les diff´erentes fenˆetres spec- trales situ´ees entre les r´egions contamin´ees par les raies du ciel apportent une limite sup´erieure en flux dans cette zone.
Dans le proche infrarouge
Des observations avec l’instrument NIRSPEC (pour Near InfraRed SPECtrograph, McLean et al. (1998)) sur le t´elescope Keck-II ont ´et´e r´ealis´ees en mai 2003 dans un mode de r´esolution moyenne (R = 1100), avec une largeur de fente de 0.76”. Le domaine de longueur d’onde 9500 < λ < 11200 ˚A a ´et´e couvert avec un temps d’int´egration de 33.0 x0 × 103 secondes.
Fig. 3.5: Spectre NIRSPEC obtenu pour l’image la plus brillante (a). Aucune raie d’´emission n’est discernable, mais un faible continuum stellaire apparaˆıt `a λ > 9800 ˚A (`a droite de la ligne pointill´ee verticale).
L’´etude du spectre bidimensionnel a permis de mettre en ´evidence un continuum stellaire sur la majorit´e du domaine de longueur d’onde ´etudi´e, au moins au-del`a de λ ≃ 9800 ˚A(Figure 3.5). Le flux moyen dans cette zone est compatible avec la photom´etrie en bande large ´evalu´ee dans les filtres Z’ et J, avec un niveau de d´etection d’environ 3 σ. La pr´esence d’une discontinuit´e dans ce mˆeme continuum, autour de λ = 9800 ˚A , a tout d’abord ´et´e envisag´ee comme un ´el´ement significatif du spectre, interpr´et´e comme un effet de la d´epression de Gunn-Peterson (Kneib et al., 2004a). Cependant, celle-ci s’av`ere incompatible avec les mesures photom´etriques plus r´ecentes (Egami et al., 2005), incluant toutes les observations ult´erieures de la source (dans les bandes J110W et IRAC).
Contraintes sur la raie Lyman-α et le d´ecalage spectral de la source L’analyse des diff´erentes observations spectrales de l’image (a) nous fournit les contraintes suivantes sur la source :
– Aucune raie d’´emission Lyman-α n’est pr´esente sur les spectres. En tenant compte des diff´erentes limites de d´etection en fonction de la longueur d’onde
(limit´ees par le temps de pose et la pr´esence des raies du ciel), on peut en d´eduire des contraintes sur la largeur ´equivalente maximale observable WLyα,
en supposant une largeur de raie δλ ≃ 5 ˚A :
• Dans pr`es des deux tiers du domaine visible explor´e (λ < 9500 ˚A ), une raie avec une largeur WLyα > 120 ˚A aurait ´et´e d´etect´ee (avec un niveau de 5 σ
au-dessus du fond de ciel environnant). Cette contrainte est abaiss´ee `a 60 ˚A dans la fenˆetre 9000-9300 ˚A.
• Pour toute la r´egion proche infrarouge (9500<
∼λ<∼11000 ˚A), on a une limite
sup´erieure identique, autour de WLyα=60 ˚A
– Le continuum spectral dans l’ultraviolet au repos n’apparaˆıt que dans le do- maine λ > 9800 ˚A. On en d´eduit une limite sup´erieure sur le d´ecalage spectral (z<
∼7.05). De plus, la r´egion la plus sensible du domaine visible fournit une li-
mite sup´erieure sur le flux dans ce continuum, qui s’ajoute aux autres mesures photom´etriques pour l’ajustement de la DSE (Section 3.2.4).
En r´esum´e, la spectroscopie nous indique qu’il n’y a pas d’´emission tr`es forte de la raie Lyman-α. On peut ´emettre l’hypoth`ese que cette raie serait en absorption, comme c’est le cas dans beaucoup d’exemples de LBGs lumineuses (Shapley et al., 2003), ou bien que l’´emission serait malheureusement masqu´ee par les r´egions de raies intenses du ciel, comme autour de λ = 9500˚A.
La non-d´etection du continuum dans la fenˆetre 9000-9300 ˚A porterait `a croire que la d´epression Lyman-α se situerait au-del`a de cette zone, soit un d´ecalage spectral 6.6 < z < 7.1 en combinant toutes les contraintes. Ceci reste compatible avec les autres indications provenant du mod`ele de lentille.