Après avoir mesuré les flux des raies Hα et Hβ, j’ai calculé l’excès de couleur intrinsèque de chaque région de la galaxie à l’aide de l’Équation1.2. Les résultats obtenus sont explicités dans le Tableau 3.2. L’extinction a été calculée pour les spectres qui n’ont subi aucun traitement particulier en ce qui concerne l’absorption1, qui correspond au cas « brut », ainsi que pour les mêmes spectres desquels j’ai soustrait le modèle donné par GANDALF, c’est-à-dire le cas « absorption soustraite ». J’ai ensuite pu corriger chaque spectre pour son extinction intrinsèque avec la tâche deredden dans IRAF2.
À partir du Tableau3.2et de la Figure3.5, on constate que l’extinction est toujours plus faible lorsque l’absorption sous-jacente est prise en considération ; celle-ci affecte particulièrement la
1. Dans le cas où une raie d’émission était fortement contaminée par l’absorption, la mesure de la raie a été faite en définissant le niveau du continu au plus bas de la raie de chaque côté de celle-ci.
2. Il faut d’abord supprimer le mot-clé DEREDDEN de l’entête de chaque spectre. En effet, IRAF ajoute ce mot-clé lors d’une première utilisation de la routine deredden pour empêcher une double correction. Or, cette routine a été utilisée préalablement au cours de la réduction de données afin de corriger le niveau de flux pour l’extinction de la Voie lactée.
Figure 3.4 – Proportion des populations stellaires selon GANDALF. Les colonnes en bleu représentent la fraction de masse de la population jeune (5 Ma), tandis que les colonnes en rouge montrent la proportion de populations vieilles.
Tableau 3.2 – Excès de couleur E(B´V) des spectres longue-fente Région Brut Abs. sous. Brière (2010) Cantin (2010) Keel (1982)
B2 0.6 ˘ 0.1 0.41 ˘ 0.08 0.75 ˘ 0.01 B3 0.8 ˘ 0.3 0.40 ˘ 0.09 0.89 ˘ 0.01 B4 (noyau) 0.75 ˘ 0.04 0.62 ˘ 0.03 0.430 ˘ 0.003 0.9 ˘ 0.2 B5 0.50 ˘ 0.05 0.27 ˘ 0.04 0.720 ˘ 0.008 B7 (WR) 0.30 ˘ 0.01 0.27 ˘ 0.01 0.109 ˘ 0.001 0.39 B6 0.46 ˘ 0.03 0.40 ˘ 0.03 0.278 ˘ 0.001 R2 0.51 ˘ 0.05 0.35 ˘ 0.02 R3 0.4 ˘ 0.2 0.10 ˘ 0.08
raie Hβ. Dans certains cas, l’effet est très important. Par exemple, la région B3, qui est celle qui contient la plus grande proportion de populations vieilles (voir Fig. 3.4), voit son extinction diminuer de moitié. En effet, dans ce cas précis, l’absorption stellaire en Hβ est si importante que la raie d’émission est presque réduite au niveau du bruit (voir Fig. 1.3). De plus, l’incertitude sur l’extinction se voit artificiellement diminuée dans le cas où l’absorption sous-jacente est préalablement soustraite. En effet, le spectre de population théorique qui a été soustrait ne contient pas de bruit et l’ajout de signal dans la raie sans tenir compte du bruit qui y est associé cause l’augmentation apparente du rapport S/B. Dans le noeud WR et la région B6, qui sont dominés par des régions HII, la soustraction de la composante en absorption a
peu d’effet sur le calcul de l’extinction. Ces résultats démontrent dans leur ensemble qu’il est très important de bien tenir compte de l’absorption sous-jacente pour calculer l’extinction, car celle-ci peut être gravement surestimée. Or, une mauvaise correction pour l’extinction va ensuite influencer les diagnostics subséquents du gaz ionisé et des populations stellaires jeunes.
Figure 3.5 – Comparaison de l’excès de couleur avant et après la soustraction de l’absorption sous-jacente. Cette figure compare graphiquement les résultats du Tableau3.2. Pour vérifier la plausibilité des calculs d’extinction intrinsèque effectués, j’ai comparé mes résultats avec la littérature. Le Tableau3.2contient aussi les résultats de Brière (2010), obtenus avec les mêmes données (mais avec un traitement différent), de Cantin (2010), obtenus à partir d’un spectre intégré des données OASIS pour une région de 152
ˆ 122 centrée sur le bulbe de la galaxie, et de Keel (1982), obtenus avec un spectre du noeud WR. Aucun de ces auteurs n’a tenu compte de l’absorption pour le calcul de l’extinction.
Brière (2010) avait défini des régions semblables aux miennes mais, selon la région, des varia- tions peuvent être importantes lorsqu’on compare ses résultats à ceux que j’ai obtenus à l’aide des spectres dont l’absorption n’a pas été prise en compte. Cela s’explique par le fait que les régions n’ont pas été définies tout à fait de la même façon, mais surtout, la calibration en flux et le traitement des plages uniformes ont été faits de façon très différente. La fiabilité de mes résultats devrait être plus grande justement à cause de ces modifications.
Cantin (2010) a en fait distingué plusieurs régions de formation stellaire dans le coeur de la ga- laxie. Deux régions, L1 et L2, qui montrent une extinction plus faible d’environ E(B´V) » 0.7 sont traversées par une barre de poussière avec E(B´V) ą 1.1. Enfin, l’extinction du spectre intégré de la région centrale de NGC 5430 est de 0.9 ˘ 0.2 sans tenir compte de l’absorp- tion sous-jacente. La valeur de E(B´V) que j’ai obtenu pour le coeur (B4 ; 0.75 ˘ 0.03) est compatible avec ce résultat si on tient compte des différences d’ouverture.
De même, la valeur d’extinction du noeud WR (B7) obtenue ici sur le spectre brut (0.30˘0.01) est assez près de celle obtenue par Keel (1982), soit E(B´V) “ 0.39 (l’incertitude n’est pas donnée), calculée de la même façon que je l’ai fait à l’aide du rapport des flux des raies Hα et Hβ.
À ma connaissance, c’est la première fois que l’absorption sous-jacente est prise en compte ex- plicitement comme je l’ai fait pour calculer l’extinction pour cette galaxie. Fernandes et al. (2004) ont trouvé une extinction globale de 0.67 pour le spectre intégré de la barre de la galaxie. Ils ont tenté d’appliquer un facteur correctif au calcul de l’extinction (avec la loi d’extinction de Cardelli et al. 1989 ; McCall et al. 1985) pour tenir compte de l’absorption sous Hβ en évaluant l’importance de la contamination à partir du ratio Hγ/Hβ obtenu une fois l’extinction corrigée. Ils ont estimé que l’extinction devrait être plus faible de ´0.001dex seulement. Il s’agit du seul cas que j’ai pu répertorier dans la littérature qui consi- dère l’absorption sous-jacente dans le calcul de l’extinction pour cette galaxie. D’abord, il est préférable de calculer l’extinction sur de petites régions, car l’extinction calculée sur un spectre intégré a tendance à être sous-estimée par rapport à l’extinction trouvée pour chaque région HII individuellement (Asari et al. 2014). En effet, l’extinction globale n’est pas une fonction linéaire de l’extinction de chaque région ; elle est plutôt biaisée par l’extinction des régions moins poussiéreuses. Je ne peux donc pas comparer les résultats de Fernandes et al. (2004) directement avec les miens, mais je peux constater que la valeur qu’ils ont trouvée ressemble à celle calculée dans le cas où l’absorption n’a pas été prise en compte, en général.
En conclusion, mes résultats montrent que l’absorption présente sous les raies d’émission Hα et Hβ influence grandement l’extinction, allant parfois jusqu’à doubler sa valeur. L’absorption sous-jacente a donc un impact beaucoup plus grand sur les mesures qu’on pouvait le croire.