Afin d’´etudier plus en d´etail l’allure de la Distribution Spectrale d’´energie de cette source, et ainsi de confirmer l’interpr´etation de la discontinuit´e entre les bandes I et Z’, plusieurs s´eries d’images ont ´et´e combin´ees dans un domaine spectral s’´etendant du visible `a l’infrarouge moyen (0.4 `a 5.0 µm).
Observations disponibles
L’amas de galaxies Abell 2218 est un des amas lentilles les plus ´etudi´es, de par sa forte amplification gravitationnelle et le tr`es grand nombre d’arcs et arclets (images simples moyennement amplifi´ees) visibles sur les images.
Les donn´ees du champ de cet amas comprenant les deux images principales de la source que nous avons d´ecrite proviennent ainsi de diff´erents instruments et t´elescopes :
– L’image Z’ de d´etection a ´et´e obtenue avec la cam´era ACS sur le HST, qui poss`ede un champ de vue de 3.3’ × 3.3’ couvrant parfaitement l’ensemble de la zone centrale de l’amas. Les trois images y sont clairement d´etect´ees. – Cette image a ´et´e directement compar´ee avec des donn´ees de la cam´era WFPC-2
sur le HST, couvrant les filtres V et I. La paire d’images plus brillantes apparaˆıt uniquement de mani`ere tr`es faible dans la bande I814W.
– Au cours du mˆeme programme d’observation que l’image ACS, des donn´ees ont ´et´e acquises par la cam´era NICMOS (pour Near Infrared Camera and Multi- Object Spectrometer ) du HST dans le filtre H160W `a 1.60 µm. Le champ de cette
cam´era, beaucoup plus restreint (50” × 50”) a ´et´e centr´e sur la paire multiple `a z = 5.6 de Ellis et al. (2001). Cependant, il couvre ´egalement les deux images principales de la source.
– Dans un premier temps, une image proche-infrarouge prise dans la bande J par la cam´era NIRC (Near InfraRed Camera) au foyer de Keck-I a ´et´e utilis´ee pour contraindre l’allure g´en´erale de la DSE dans ce filtre. Ces donn´ees proviennent d’un programme d’imagerie proche infrarouge de sources sub-millim´etriques (Reddy et al., 2004). La paire principale y est d´etect´ee avec un niveau de rapport signal sur bruit autour de 3.
– Dans un second temps, une nouvelle image de la cam´era NICMOS, dans le filtre `a 1.1 µm couvrant la bande J, a ´et´e obtenue dans la mˆeme configuration instrumentale que l’image H160W. La source y est ´egalement bien d´etect´ee.
– Enfin, les deux images les plus brillantes ont ´et´e d´etect´ees sur des donn´ees acquises en 2004 par la cam´era IRAC (InfraRed Array Camera, Fazio et al. (2004)) `a bord de l’observatoire spatial Spitzer, qui explore quatre bandes de l’infrarouge moyen de 3.2 µm `a 8.4 µm. La source a ´et´e uniquement identifi´ee sur les deux premi`eres bandes IRAC (centr´ees `a 3.6 µm et 4.5 µm).
Les propri´et´es principales de ces images sont r´esum´ees dans la Table 3.1. Filtre T´elescope Instrument Champ Pixel Tpose λc ∆λ
(’)2 sec. arc [103 sec] µm µm
V 606W HST WFPC-2 5 0.1 10 0.5956 0.234 I 814W HST WFPC-2 5 0.1 12 0.801 0.242 Z’850LP HST ACS 11 0.05 11.31 0.915 0.214 J 110W HST NICMOS 0.7 0.2 22.2 1.121 0.604 J Keck-I NIRC 0.40 0.15 5.64 1.251 0.292 H 160W HST NICMOS 0.70 0.2 22.2 1.612 0.418 3.6 Spitzer IRAC 27 1.2 2.4 3.56 0.773 4.5 Spitzer IRAC 27 1.2 2.4 4.51 1.015 5.8 Spitzer IRAC 27 1.2 2.4 5.69 1.425 8.0 Spitzer IRAC 27 1.2 2.4 7.96 2.905
Tab. 3.1:Description des images utilis´ees pour l’´etude de la DSE : dans l’ordre, configuration instrumentale, taille du champ et du pixel, temps de pose, longueur d’onde centrale et bande passante de chaque filtre.
R´eduction de donn´ees
La majorit´e des images du t´elescope spatial Hubble ont ´et´e r´eduites `a l’aide de proc´edures sp´ecifiques sous IRAF fournies par le Space Telescope SCience Institute : drizzle dans le cas de la WFPC-2, multidrizzle pour l’ACS. Celles-ci effectuent la combinaison des poses individuelles en mesurant les l´egers d´eplacements du champ entre chaque image. De plus, le nombre de cosmiques pr´esents est beaucoup plus im- portant que sur les images au sol, car le t´elescope spatial n’est pas prot´eg´e par l’at- mosph`ere et subit les flux de particules provenant de son environnement ext´erieur :
les pixels correspondants sont not´es et ne sont pas pris en compte pour la composi- tion finale.
Pour la r´eduction des donn´ees NICMOS dans les filtres J110W et H160W, une s´equence
de traitement similaire a ´et´e appliqu´ee, avec certaines corrections sp´ecifiques au d´etecteur et au domaine proche infrarouge :
1. Les pixels d´eviants de chaque pose individuelle sont masqu´es, de mˆeme que les cosmiques identifi´es par la proc´edure LACOSMIC (voir section 2.2.2).
2. Le niveau du fond de ciel est ´evalu´e dans le champ sans prendre en compte les pixels masqu´es, puis il est soustrait `a chaque image.
3. Une corr´elation crois´ee des images entre elles permet de mesurer les valeurs des d´eplacements n´ecessaires pour un alignement des clich´es.
4. L’image combin´ee est finalement cr´e´ee.
Dans la plupart des cas, comme celui de l’image H160W, l’utilisation automatique
de cette s´equence fournit des r´esulats corrects. Pour les donn´ees J110W, des variations
importantes du niveau de fond de ciel apparaissent sur plusieurs clich´es. L’inspec- tion des fichiers de calibration fournis avec les observations ont montr´e un mauvaise correction du flat-field (voir section 2.2.2) dans le pr´e-traitement automatique des images. Une correction manuelle a donc ´et´e appliqu´ee sur les poses individuelles, ce qui a permis d’am´eliorer la qualit´e de l’image finale (Figure 3.2).
Concernant la r´eduction des donn´ees IRAC, des proc´edures IDL sp´ecifiques ont ´et´e utilis´ees par l’´equipe MIPS du Steward Observatory pour combiner les images pr´ecalibr´ees.
D´etermination de la Distribution Spectrale d’Energie (DSE)
Les valeurs de photom´etrie dans les diff´erentes images o`u la source est d´etect´ee permet d’´evaluer les variations du flux en fonction de la longueur d’onde, suivant les diff´erents filtres, et d’en d´eduire l’allure g´en´erale de la DSE.
Le logiciel d’extraction de sources SExtractor (Bertin & Arnouts, 1996) a ´et´e utilis´e pour effectuer ces mesures. Son fonctionncement g´en´eral est d´etaill´e en sec- tion 4.4.2.
Pour d´eterminer avec pr´ecision les couleurs d’un objet, il est n´ecessaire de mesurer le flux dans une ouverture de taille identique pour tous les filtres. La valeur ainsi obtenue ne correspond pas `a l’int´egralit´e du flux de l’objet, une partie ´etant perdue dans la zone ext´erieure, mais reste correcte d’un point de vue relatif.
De plus, la taille de la r´eponse impulsionnelle doit ˆetre similaire (la plus proche possible) d’un filtre `a l’autre, autrement une partie du flux de l’objet mesur´e dans une des bandes s’´etendra au-del`a de l’ouverture dans une autre. C’est le cas pour l’ensemble des donn´ees du HST utilis´ees dans cette ´etude, qui sont obtenues depuis
Fig. 3.2:Diff´erence de qualit´e des images NICSMOS-J110W, entre la proc´edure de r´eduction au- tomatique (`a gauche) et la correction manuelle du fond de ciel (`a droite). La contamination des images a et b de la source (encercl´ees) est alors bien plus faible.
l’espace en l’absence de toute turbulence atmosph´erique.
Le logiciel SExtractor a ´et´e ex´ecut´e dans un mode de “double image” pour lequel il utilise une premi`ere bande pour d´etecter des sources et d´eterminer la taille de l’ouverture adapt´ee `a la forme de chaque objet. Une deuxi`eme image est fournie pour les mesures de flux proprement dites. Pour les diff´erents filtres HST, les couleurs ont ´et´e obtenues en adoptant dans chaque cas la mˆeme image ACS (dans la bande Z’), o`u le flux observ´e est le plus significatif, comme r´ef´erence pour la d´etection.
L’ouverture choisie pour les mesures de flux est un isophote dans cette bande, dont la forme elliptique (param´etr´ee par la dimension angulaire des axes a, b sur le ciel, et une orientation θ) traduit bien l’aspect visuel des arclets. L’isophote est d´etermin´e par SExtractor de mani`ere automatique, en incluant les pixels contigus ayant un flux sup´erieur de 1 σ par rapport au niveau moyen de ciel environnant, σ correspondant `a l’´ecart-type du flux dans ce mˆeme fond de ciel. La taille obtenue est assez large en comparaison avec celle de la r´eponse impulsionnelle. Les pertes correspondantes de flux absolu sont donc n´egligeables et la magnitude isophotale se rapproche de la magnitude totale de l’objet.
Les mesures photom´etriques dans les bandes IRAC sont plus probl´ematiques, d’une part du fait de la r´eponse impulsionnelle tr`es large de cet instrument (la largeur `a mi-hauteur est de l’ordre de 1.7” dans les filtres o`u l’objet est d´etect´e), et d’autre part `a cause de la proximit´e d’une source submillim´etrique tr`es brillante (SMM J16359+6612.6, ´etudi´ee par Kneib et al. (2004b)) qui “contamine” une partie du flux de l’image a.
La d´etection de la paire d’images par IRAC a ´et´e contrˆol´ee visuellement, en proc´edant `a la soustraction de la source contaminatrice pour faire apparaˆıtre la
composante a (Figure 3.3). Cependant, les mesures de flux n’ont ´et´e appliqu´ees que sur la composante b, de part l’incertitude photom´etrique suppl´ementaire li´ee `a cette contamination.
L’ouverture choisie pour ces mesures a ´et´e fix´ee `a une ellipse dont les param`etres g´eom´etriques (taille, orientation) correspondent `a la forme g´en´erale de b dans les bandes `a 3.6 µm et 4.5 µm. De plus, `a cause des diff´erences de taille angulaire entre les ouvertures sur les images HST et Spitzer, une correction d’ouverture a ´et´e appliqu´ee sur les magnitudes : les pertes de flux sont ´evalu´ees en comparant la photom´etrie d’objets sur l’image HST de r´ef´erence, apr`es d´egradation `a la r´eponse impulsionnelle de IRAC.
(a) 1.1 m
ab
SMM−A(b) 3.6 m
(c) 3.6 m
µ µ µFig. 3.3: Ouvertures utilis´ees pour la photom´etrie avec SExtractor : `a gauche, image HST-NICMOS montrant la taille des ouvertures elliptiques d´efinies dans la bande Z’ pour chaque composante a et b, et la position de la source submillim´etrique (SMM-A) `a proximit´e de l’image a (cercle). Au centre : image IRAC dans la bande `a 3.6 µm, montrant l’ouverture utilis´ee pour l’image b (ellipse) et la contamination de a par le flux de SMM-A. A droite : mise en ´evidence des deux composantes sur la mˆeme image, apr`es soustraction de la source submillim´etrique. Les deux images Spitzer sont l´eg`erement pivot´ees dans le sens trigonom´etrique pour conserver l’orientation originale des observations.
Les valeurs finalement obtenues pour le flux fν (exprim´e en µJy1 ) de chaque
composante a, b, c dans les filtres o`u elles sont d´etect´ees sont report´ees en Table 3.2. Les valeurs d’amplification sont d´eriv´ees du mod`ele de lentille de l’amas, en supposant une source situ´ee `a z > 6.
La diff´erence de flux mesur´e entre les filtres I814W et Z’850LP est tr`es importante
(de l’ordre de 1.9 magnitudes, dans le syst`eme AB), et correspond bien `a une discon- tinuit´e de Lyman (incluant la contribution de la forˆet de Lyman-α) pour une source `a z > 6.5. Cette contrainte sur z est donc compatible avec les pr´edictions bas´ees uniquement sur la configuration des images multiples.