Les galaxies du relevé HCS

Pour les galaxies d’amas comme pour les galaxies de champ du relevé HCS, nous avons estimé la taille sur les images en bande i775pour les deux amas les plus proches RX0152 à z =0, 84 et RCS2319 à z =0, 91 et en bande z850 pour les autres, ce qui cor-

respond aux bandes les plus proches de la bande B dans un référentiel au repos aux redshifts considérés parmi les bandes passantes disponibles.

PSF.Les fonctions d’étalement du point (PSF pour Point Spread Function) utilisées pour chaque image ACS/HST en bande i775et z850 ont été modélisées avec Tiny Tim spécialement conçu pour le HST (Krist et al., 2011). Les PSFs des images ACS sont stables puisque les observations sont effectuées dans l’espace et très piquées avec une largeur à mi-hauteur de ∼ 0, 1” (sachant que la taille d’un pixel de ACS est de

0, 05”/). Tiny Tim génère des PSFs synthétiques à la position demandée sur la caméra. Pour des filtres larges (comme i775et z850) polychromatiques, il génère des PSFs mo- nochromatiques aux longueurs d’onde spécifiées par la courbe de transmission du filtre et les ajoute ensuite, pondérées par le spectre stellaire choisi. Dans le cas de la caméra ACS, la déformation géométrique du champ est prise en compte pour corri- ger la PSF ; la caméra est, en effet, placée loin de l’axe optique du télescope, ce qui provoque une distortion importante. Déterminer la PSF est nécessaire pour l’estima- tion de la taille afin de tenir compte de l’étalement du flux dans le modèle du profil de Sersic qui ajuste au mieux la galaxie observée.

Galfit. Le code que nous avons utilisé pour effectuer ce type d’estimation est le code Galfit (v3.0.2 dans cette thèse, Peng et al., 2002). Celui-ci modélise un profil de luminosité 2D à partir d’un profil de Sersic. Il convolue ensuite le profil modélisée avec la PSF de l’image réelle pour prendre en compte les conditions d’observation et ajoute le fond du ciel (paramètre ici fixé). La recherche du meilleur ajustement est réalisée par la méthode du χ2_{, à l’aide de l’algorithme de Levenberg-Marquardt} (Press et al., 1997).

Galfit donne en sortie plusieurs paramètres estimés par ajustement du profil de lu- minosité, comme l’indice de Sersic, le demi-grand axe rede l’isophote projetée conte- nant la moitié de la lumière totale, et le rapport des axes b/a.

Comme la plupart des autres études, nous utilisons le rayon effectif circularisé qui est défini comme :

GALAPAGOS.Pour estimer les tailles des galaxies sélectionnées de chaque amas,

nous utilisons le code IDL GALAPAGOS(Barden et al., 2005, 2012) qui permet d’exécu-

ter SExtractor et Galfit à la suite l’un de l’autre. Il a été spécialement conçu pour être utilisé sur de grands ensembles de données. GALAPAGOScontient également des rou-

tines pour découper des imagettes autour de chaque objets à analyser, pour préparer des masques et pour estimer la valeur du ciel de façon robuste.

Ici, nous avons choisi de découper un carré de 2, 5 fois le rayon de Kron (1980) déterminé par SExtractor autour de l’objet à étudier. Le ciel est estimé dans un carré centré sur la galaxie étudiée, de la taille de 3 fois l’isophote déterminée par SExtractor. La routine de GALAPAGOScalcule le flux moyen dans un anneau elliptique centré sur

l’objet en excluant les autres sources détectées dans l’imagette pour obtenir le flux en fonction de la distance à l’objet central. Une fois que la pente du profil change de sens (passe du négatif au positif), la routine détermine la valeur du ciel à partir du flux contenu dans les derniers anneaux.

Pour exécuter Galfit, nous avons laissé les contraintes établies par défaut par GA- LAPAGOSsur l’indice de Sersic, le demi grand axe re, le rapport des axes b/a, la posi- tion d’angle P.A., et la magnitude (cf. tableau 4.1 pour les détails). Avant l’ajustement, les estimations initiales de la position de l’objet(x, y), de la magnitude z850, re, b/a et P.A sont fixées par les résultats de SExtractor.

Contraintes 0,2 < n_sersic < 8 0,3 < re < 750 0.0001 < b/a < 1 -360 < P.A. < 360 -5 < δmag < 5 0 < mag < 40

TABLE4.1 –Contraintes pour exécuter GALFIT.

La figure 4.3 représente un résultat d’ajustement de profil de luminosité par Galfit. À gauche, on peut voir l’imagette réelle centrée sur la galaxie considérée, au milieu, le modèle ajusté par Galfit et à droite, le résidu, c’est-à-dire la différence entre l’image réelle et le modèle.

Résultats.Avec cette méthode, nous obtenons plus de 90 % de convergence pour les galaxies d’amas sur la séquence rouge (voir tableau 4.5). On définit un ajustement comme bon pour Galfit si mag ≤24,|Mgal f it−MSEx| <0, 8, 0, 1 <re <1, 6” et n6=8. Les ajustements non fiables sont exclus de l’échantillon final (voir table 4.5 pour le nombre d’exclusions). Cela correspond à∼2% des ETGs d’amas sélectionnées sur la

FIGURE4.3 –Exemple d’ajustement réalisé par Galfit sur une galaxie de type précoce

de l’amas XMM1229 : à gauche, la galaxie réelle, au milieu, le modèle et à droite, le résidu.

Une attention particulière est portée sur les galaxies d’amas les plus brillantes (BCGs, pour Brightest Cluster Galaxies) qui correspondent aux galaxies centrales. Celles- ci sont souvent très étendues mais l’ajustement est difficile à réaliser à cause de la densité de galaxies élevée au centre de l’amas. Les profils de luminosité des BCGs pour lesquelles les ajustements n’ont pas convergé ont été ré-ajustés avec Galfit en fixant n = 4 et en utilisant les valeurs obtenues lors du premier ajustement pour les

autres paramètres comme valeurs initiales.