DSEs et redshifts photom´etriques

Les Distributions Spectrales en Energie (DSEs) de toutes les sources s´electionn´ees dans un des diagrammes couleur-couleur ont ´et´e ajust´ees `a des mod`eles par une technique de redshift photom´etrique en recourant `a une version am´elior´ee du logiciel HyperZ. Les diff´erents domaines de mod`eles et de param`etres physiques (extinction, absorptions dans la forˆet de Lyman) adopt´es dans l’ex´ecution de ce programme sont tr`es similaires `a ceux pr´esent´es en section 3.2.5 pour l’ajustement de la source en

arri`ere-plan d’Abell 2218 par Schaerer & Pell´o (2005).

La non-d´etection dans les filtres visibles ou dans une des bandes du proche- infrarouge a ´et´e prise en compte comme un crit`ere suppl´ementaire lors des ajuste- ments. Le flux de l’objet y est alors impos´e comme nul (en ´echelle lin´eaire de fν ou

fλ), avec une barre d’erreur `a 1 σ ´equivalente `a la profondeur dans cette bande.

Le principal r´esultat qui nous int´eresse pour cette ´etude est la fonction P (z), dis- tribution en probabilit´e du d´ecalage spectral de chaque object. Un crit`ere de qualit´e Φz (prenant les valeurs A, B ou C) y est associ´e, selon le type d’ajustement obtenu,

et report´e en Table 4.4. On isole ainsi trois groupes selon Φz :

(A) Les sources ayant un meilleur ajustement `a grand d´ecalage spectral, avec un pic bien contrast´e de la fonction P (z) dans cette zone (Figure 4.20, `a gauche). Pour ces objets, on adopte par la suite une estimation ˜z au maximum de probabilit´e, et un domaine de d´ecalages spectraux z1 - z2 correspondant `a un

intervalle de confiance `a 68 % (1 σ).

(B) Des sources montrant une d´eg´en´erescence dans leur fonction P (z), avec une solution principale z+ _{> 6 et une solution secondaire z}

− < 6 (Figure 4.20, au

centre). G´en´eralement, on a une correspondance du type z+ _{∼ z} −

4000 1216

 . En effet, les deux solutions ajustent respectivement le d´ecr´ement de Lyman-α `a 1216 ˚A au repos (z+<sub>) ou celui `a 4000 ˚A au repos (z</sub>

−). On ne conserve, pour ces

objets, que la meilleure solution ˜z = z+_{, de mani`ere identique au cas Φ} z = A.

(C) Les autres sources ont une fonction P (z) beaucoup plus d´eg´en´er´ee sur l’in- tervalle 0 < z < 12, jusqu’`a atteindre une distribution quasi “plate” pour les sources avec les barres d’erreur photom´etriques les plus importantes (Fi- gure 4.20, `a droite). Cette situation est g´en´erale pour l’ajustement des sources comme les LBGs, s´electionn´ees par des diagrammes couleur-couleur, lorsque les erreurs photom´etriques deviennent relativement importantes (Bolzonella et al., 2000). Dans ce cas, la valeur ˜z et le domaine z1 - z2 adopt´es sont ceux

qui correspondent au diagramme couleur-couleur dans lequel la source a ´et´e s´electionn´ee (donn´es dans la Table 4.1) avec ˜z = 1₂ (z1 + z2).

Fig. 4.20:Exemples de distributions en probabilit´es pour trois qualit´es d’ajustements d’objets : de gauche `a droite, Φz= A, B, C.

avec le domaine de d´ecalages spectraux z1 - z2 bas´e simplement sur le diagramme

couleur-couleur de s´election. On peut ainsi estimer avoir une mesure am´elior´ee de ˜z par le biais du redshift photom´etrique qui combine davantage de filtres et donc de contraintes.

Enfin, les sources qui ne sont s´electionn´ees dans aucun des diagrammes couleur- couleur se trouvent plus vraisemblablement `a faible z. On leur attribue donc une valeur “˜z < 6”, ce qui est confirm´e par l’ajustement ind´ependant de leur DSE par HyperZ.

Pour les objets de premi`ere cat`egorie, ajust´es avec une qualit´e Φz = A ou B,

des agrandissements de l’image de non-d´etection et de celles dans les filtres proche- infrarouge et l’ajustement des DSE sont repr´esent´es en Figure 4.21.

Fig. 4.21:Images rapproch´ees de chaque source s´electionn´ee dans les images proche-infrarouge et non-d´etect´ee dans le visible, pour celles du champ d’Abell 1835 qui satisfont au crit`ere d’EROSs. De gauche `a droite, les filtres correspondent aux observations FORS-Z, ISAAC-SZ, ISAAC-J, ISAAC-H, ISAAC-Ks. Les contours en rouge repr´esentent les limites `a 1 σ, 2 σ, 3 σ, ... pour les flux, en unit´es de la d´eviation standard du fond de ciel, σ. Tout `a gauche, la DSE est pr´esent´ee en unit´es de 10−19 ergs s−1_cm−2_{, avec les meilleurs ajustement de redshift photom´etrique (noir). Dans le cas de deux} solutions d´eg´en´er´ees `a bas et grand z, la ligne pointill´ee rouge correspond `a l’ajustement `a grand z.

Fig. 4.22:Suite de la Figure pr´ec´edente, pour les autres sources du champ d’Abell 1835 non- d´etect´ees dans le visible.

Fig. 4.23:Mˆeme figure que 4.21, pour le cas de l’amas AC 114. Les filtres correspondant sont l’image en R du HST, et les bandes J, H et K d’ISAAC.

4.5.5

Sources particuli`eres

A1835#4

Lors des ´etudes de variations photom´etriques dans la bande SZ (4.5.2), cet objet a montr´e une ´evolution significative de son flux entre les deux ´epoques d’observations, de l’ordre de 0.4 magnitudes. Cette valeur correspond `a trois fois la barre d’erreur photom´etrique (3 σ), ce qui semble correspondre `a une variabilit´e intrins`eque de cette source dans cette p´eriode (Figure 4.24).

L’interpr´etation de la DSE pour cet objet devient alors probl´ematique. Des varia- tions photom´etriques sur ces ´echelles de temps sont possibles pour le cas de quasars tr`es distants, variables dans leur domaine ultraviolet au repos (Czerny, 2004; Reng- storf et al., 2004).

Fig. 4.24: Variations de flux observ´ees dans le filtre SZ pour la source A1835#4. A gauche : compositage de la p´eriode d’avril 2004. A droite : p´eriode de mai 2004. L’objet est plus brillant dans cette derni`ere image pourtant moins d´etective.

EROs

Plusieurs sources satisfont au crit`ere purement photom´etrique des EROs (R − Ks > 5.6), et sont g´en´eralement tr`es brillantes et bien d´etect´ees dans la bande Ks

(Ks<∼22.0).

La majorit´e de ces objets ont ´et´e ajust´es par HyperZ avec une solution `a z < 6, correspondant `a des mod`eles de galaxies `a sursauts de formation stellaire incluant des populations ˆag´ees ou une forte extinction due `a la poussi`ere. Cependant, on ne peut pas exclure que certains d’entre eux puissent tout de mˆeme se trouver `a grand d´ecalage spectral.

A1835#2

Il s’agit en fait de la contre-partie proche-infrarouge “J5” de la source submil- lim´etrique SMMJ14009+0252 (Ivison et al., 2000; Smail et al., 2002), s´electionn´ee au

moyen du Submm Common User Bolometer Array (SCUBA, Holland et al. (1999)). La photom´etrie obtenue dans les bandes du proche-infrarouge est compatible avec les r´esultats r´ecents de Frayer et al. (2004). L’ajustement de la DSE fourni par HyperZ sur cette source, qui satisfait le crit`ere des EROs, montre une solution `a ˜

z ≃ 1.34+0.3−_0.16, compatible avec les contraintes du domaine submillim´etrique.

AC114#1

Cet ERO est le candidat le plus brillant de cet ´echantillon, avec Ks = 20.52.

Les contraintes donn´ees par les ajustements de redshift photom´etrique sont dans le domaine ˜_{z ≃ 1.62}+0.27−0.04, ce qui est certainement plus probable qu’un objet `a z > 6,

compte tenu de sa forte luminosit´e intrins`eque. A1835#10 et A1835#11

Ces deux sources qui satisfont au crit`ere purement photom´etrique des EROs, montrent des DSEs tr`es ´etranges, avec une diminution progressive du flux entre les bandes SZ, J, H puis une remont´ee significative en Ks. De nombreux contrˆoles sur les

mesures photom´etriques ont ´et´e effectu´es et conduisent toujours `a ce mˆeme r´esultat. La nature de ces objets est assez incertaine : ils pourraient pr´esenter une va- riabilit´e intrins`eque dans leur flux, sur une ´echelle de temps de plusieurs mois qui ´echapperait au contrˆole fait en bande SZ, ou il peut ´egalement s’agir de deux sources ponctuelles tr`es proches spatialement dont on int`egre la somme des contributions individuelles.

Une telle configuration compliquerait l’interpr´etation de la DSE, mais pourrait s’av´erer int´eressante compte tenu qu’aucune source n’est d´etect´ee dans le visible : un des deux objets pourrait effectivement ˆetre `a grand z, voire influenc´e par un effet de lentille gravitationnel local de par sa proximit´e spatiale du second.

A1835#8

A la suite de l’identification d’une raie d’´emission dans le spectre de cet objet (d´ecrit dans Pell´o et al. (2004b) sous l’appellation A1835#1916, voir aussi la section 4.7.2), Bremer et al. (2004) ont effectu´e de l’imagerie plus profonde de cette galaxie en bande H, `a l’aide de l’instrument NIRI (Near InfraRed Imager ) sur le t´elescope GEMINI, pour chercher `a la r´eidentifier et mesurer sa DSE de mani`ere plus pr´ecise. Ces donn´ees, obtenues en mai et juin 2004, ne montrent aucune pr´esence d’objet `a la po- sition recherch´ee (Figure 4.25), mˆeme si cette ´equipe reconfirme la d´etection `a partir de nos donn´ees ISAAC. Ils concluent `a une probable source transitoire (TNO ou autre). Des observations ind´ependantes ont ´et´e r´ealis´ees par Lehnert et al. (2005), cette fois-ci dans le but d’infirmer le grand d´ecalage spectral interpr´et´e pour cet objet, par une d´etection dans la bande V du visible. Ils ont finalement obtenu un r´esultat oppos´e, `a savoir une non-d´etection dans des images profondes de cette bande, ce qui

est parfaitement en accord avec nos propres donn´ees.

Les images SZ que nous avons obtenues en mai et avril 2004 montrent une nou- velle d´etection de cette source (Figure 4.25, `a droite). La probabilit´e d’une fausse d´etection positive, `a la fois dans les bandes SZ, H et K o`u un flux significatif (au-dessus de 2 σ) est mesur´e, semblant tr`es faible, il reste la possibilit´e plus probable d’une variabilit´e intrins`eque du flux de cet objet.

Fig. 4.25:A gauche : observations dans la bande H du champ autour du candidat A1835#8 par Bremer et al. (2004), et comparaison avec leur propre r´eduction de nos observations ISAAC. A droite : nouvelle d´etection de l’objet sur des images d’avril-mai 2004 en bande SZ. La position de la d´etection en bande H est marqu´ee par un cercle.