J’ai utilisé deux méthodes pour faire les mesures des raies d’émission, selon le cas, car ces méthodes ont leurs forces et leurs faiblesses. Pour les spectres dont le rapport S/B est le plus fort, j’ai utilisé la routine IRAF Smesure.cl développée par Simon Cantin, que j’ai modifiée et améliorée pour l’adapter à mes spectres. Cette routine ajuste une gaussienne sur les raies pour obtenir les centroïdes, la largeur à mi-hauteur, la largeur équivalente et le flux dans la raie. J’ai modifié la méthode de mesure afin que le profil des raies d’émission superposées à des raies d’absorption soit mieux estimé par splot en posant le curseur au point le plus bas de la raie. Cette méthode a l’avantage de très bien séparer les raies qui sont multiples et mélangées, par exemple, la raie Hα et NIIλ6548 dans les spectres où le signal est très fort ou dans le centre de la galaxie où la dispersion de vitesses est plus grande. Cependant, la routine splot (à laquelle
réfère Smesure.cl) n’est pas appropriée pour ajuster plusieurs raies à la fois lorsqu’un spectre est très bruité. Dans ce cas, le nombre de paramètres libres est trop grand et les résultats peuvent diverger fortement.
J’ai aussi utilisé la routine IDL fithi_cube_chi.pro écrite par Laurie Rousseau-Nepton. Cette routine fait appel à la routine fithi_cube.pro de la librairie MAMDLIB7, qui prend en entrée les valeurs minimale et maximale attendues du centroïde, de l’intensité et de la largeur à mi-hauteur de la gaussienne à ajuster sur les raies. La routine fithi_cube_chi.pro fait quelques essais en faisant varier les paramètres d’entrée parmi la plage de valeurs permises et choisit la meilleure combinaison de paramètres parmi tous les résultats pour chaque pixel, c’est-à-dire celui qui est caractérisé par le χ2 le plus faible. Cette façon de faire donne de bien
meilleurs résultats que la routine Smesure.cl lorsque utilisée sur des spectres bruités, car le résultat pour chaque paramètre de la gaussienne doit être compris entre les valeurs spécifiées en entrée. L’imposition de contraintes empêche les résultats de diverger même si la raie est absente ou le spectre, très bruité. Cependant, la routine réussit un peu moins bien à séparer les raies non-résolues, puisqu’elle les ajuste une à une et ne tient pas compte des raies adjacentes, contrairement à la tâche splot.
La routine fithi_cube_chi.pro a été utilisée pour ajuster toutes les raies des spectres pixel à pixel du cube SpIOMM en entier. Dans ce cas, la routine permet d’effectuer un ajustement satisfaisant puisque les raies sont assez bien définies à cause de la petite taille des régions (un pixel, donc 1.672). Les cartes résultantes sont donc utilisées en entrée dans la routine IDL
HIIphot.pro pour définir les régions HII et pour faire des calculs de vitesse.
La routine Smesure.cl a servi à mesurer les raies des spectres longue-fente et des spectres des régions définies avec HIIphot.pro, puisqu’elle me permet d’obtenir des résultats plus précis lorsque les raies sont moins bien résolues. En effet, ces régions sont plus étendues ce qui a pour effet d’élargir les raies à cause du plus grand écart en vitesse d’un bout à l’autre de la région. Dans ce cas, le mélange des raies [NII]λ6548 et Hα est plus important et doit être traité plus rigoureusement. Les raies mesurées dans les spectres longue-fente sont détaillées dans le Tableau 2.5. Dans les spectres SpIOMM, seules les raie Hα et [NII]λ6583 ont pu être mesurées, la raie [NII]λ6548 étant généralement trop faible. Le doublet de soufre n’a pas été mesuré, car l’une des raies était absente et l’autre était à la frontière du filtre et aurait été trop affectée par les effets de bord.
Les mesures des spectres SpIOMM sont faites sur les spectres apodisés. La largeur à mi- hauteur, qui est prise en compte dans le calcul de l’incertitude, est multipliée par un facteur 1.9 par cette opération, ce qui augmente l’imprécision sur la mesure. Par contre, l’ajustement est plus robuste puisque la corrélation entre les pixels adjacents est faible. En effet, un sinus
7. Logiciel de mesure de raies en langage IDL écrit par Marc-Antoine Miville-Deschênes (http://www.cita. utoronto.ca/~mamd/).
cardinal a des lobes qui s’étendent parfois loin autour de la raie lorsque le signal est fort, comme c’est le cas pour la raie Hα. Cependant, l’apodisation peut avoir un impact sur l’intensité relative des raies. En effet, l’erreur que cause l’apodisation sur la forme de la raie dépend de la forme du spectre et l’impact sera plus grand pour une raie plus faible que pour une raie forte, ce qui peut influencer leur intensité relative. Une raie faible près d’une raie forte sera particulièrement affectée. Dans le présent travail, les raies Hα et [NII]λ6583 sont assez fortes à travers toute la galaxie et la raie [NII]λ6548, qui est plus faible, n’a pas été utilisée dans l’analyse. Pour plus de précision, il est préférable de faire les mesures à l’aide d’ajustements de sinus cardinaux, comme le fait le logiciel ORCS, mais la méthode a été développée après la fin de l’analyse des résultats de ce mémoire. Encore faut-il que la procédure permette d’effectuer rigoureusement la séparation des raies rapprochées, dont les lobes secondaires se chevauchent. Enfin, dans le cas des données SpIOMM, il peut rester un décalage entre la longueur d’onde déterminée par la calibration en flux et la vraie longueur d’onde à cause des effets de gravité dans l’instrument (Martin 2015). Il faut donc vérifier la position des centroïde dans le ciel autour de la galaxie afin de s’assurer que la mesure effectuée est fiable. Dans le logiciel DS9, j’ai donc vérifié la position d’une raie atmosphérique de OH avec une ouverture circulaire d’un rayon de 5 pixels à divers endroits dans le ciel autour de la galaxie et j’ai comparé la mesure du centroïde de cette raie à celle de la même raie dans les spectres longue-fente. La mesure du centroïde de la raie est très stable sur le plan spatial et est compatible avec la mesure faite dans les spectres longue-fente.
Tableau 2.5 – Liste des raies mesurées dans les spectres longue-fente Raie Longueur d’onde Raie Longueur d’onde
[Å] [Å] rOIIs 3726,3729 [NII] 6548 Hβ 4861 Hα 6563 rOIIIs 4959 rNIIs 6584 rOIIIs 5007 rSIIs 6716 rOIs 6300 rSIIs 6730
Les incertitudes sur les mesures des raies ont été estimées à la manière décrite dans l’article de Lenz & Ayres (1992) qui ont considéré différents modèles de bruit. L’incertitude sur le flux est donc calculée à l’aide de la formule suivante :
σF“ F
CF pS{Bq
c ∆λ
FWHM, (2.2)
où F est le flux, (S/B) est le rapport signal sur bruit de la raie, FWHM est la pleine largeur à mi- hauteur de la raie, ∆λ est la résolution spectrale et CF est une constante donnée dans l’article
de l’OMM), alors que celle des spectres SpIOMM varie en fonction de la longueur d’onde entre 3.6 et 3.9 Å selon l’Équation2.1. J’ai donc utilisé une résolution spectrale égale à 3.71 Å pour les raies d’hydrogène et d’azote qui sont très proches les unes des autres. L’incertitude calculée sur le flux me sert ensuite à calculer l’incertitude sur la largeur équivalente de la façon suivante :
σEW“EW ˆ ∆F F ` ∆Icont Icont ˙ , (2.3)
où EW est la largeur équivalente, Icont est l’intensité du continuum à l’emplacement de la
raie et ∆F ainsi que ∆Icont sont les incertitudes reliées au flux (Éq. 2.2) et au niveau du
continuum, respectivement. Cette dernière a été estimée en calculant l’écart-type du signal dans une portion de continuum près de la raie avec la tâche imstat (IRAF).
L’incertitude sur le centroïde a été estimée à partir de la formule suivante (toujours tirée de l’article de Lenz & Ayres 1992) :
σλ“
?
∆λ FWHM
Cλ pS{Bq
, (2.4)
où σλ est l’incertitude sur le centroïde. Dans ce cas, Cλ vaut 1.46.
Enfin, l’incertitude sur la mesure de la largeur à mi-hauteur a été calculée à partir de l’équation suivante, également tirée de l’article de Lenz & Ayres (1992) :
σFWHM “
?
∆λFWHM
CFWHM pS{Bq, (2.5)
où σFWHM est l’incertitude sur la largeur à mi-hauteur. CFWHM vaut alors 0.70.
Cette façon de faire donne une incertitude minimale inhérente au bruit et à la méthode de mesure uniquement et ne tient pas compte des biais introduits lors de la réduction, des possibles taches sur les flats, des raies du ciel qui ont contaminé le signal, de l’absorption sous-jacente... Les autres causes d’incertitude seront discutées au cours de l’analyse selon leur importance vis-à-vis des mesures effectuées.
Chapitre 3
Spectroscopie longue-fente
Ce chapitre porte sur l’identification de la galaxie voisine, le traitement réalisé avec GAN- DALF pour soustraire les raies d’absorption dans les différentes régions et structures de la galaxie, la correction de l’extinction intrinsèque, l’identification des sources d’ionisation, le calcul de l’abondance du gaz et la détermination de l’âge des populations jeunes à partir des données longue-fente. La présence d’une absorption sous-jacente à une raie d’émission in- fluence grandement la mesure de cette dernière, ce qui affecte aussi le calcul de l’extinction et des diagrammes diagnostiques du gaz ionisé et des populations jeunes.
3.1
Régions étudiées
L’étape qui complète la réduction des données longue-fente a consisté à diviser les images sur le plan spatial afin d’obtenir un spectre pour chaque région d’intérêt de la galaxie. Pour l’année 2006, j’ai défini 6 sections de 10 pixels de large, soit 132par section, tel que montré à la
Figure 3.1. La taille des régions a été déterminée de façon à diviser l’image en région d’intérêt tout en gardant le même nombre de pixel par région pour mieux pouvoir les comparer entre elles. Ces régions renferment le centre de la galaxie (B4), le noeud WR (B7) et des parties de la barre, à chaque extrémité de celle-ci et entre le bulbe et le noeud WR (voir Fig. 2.1). Le rapport S/B dans le continuum de ces régions varie de 22 à 50. La région B1 a été rejetée car son rapport S/B est trop faible pour mesurer les raies (S/B = 9). On peut tout de même apercevoir les raies en effectuant une dégradation importante de la résolution spectrale, mais cette façon de faire ne convient pas à l’étude des populations stellaire telle que décrite dans les sections subséquentes.
En ce qui concerne les observations de 2011, ce sont des sections de 23 pixels (292) qui ont
été utilisées, sauf pour le spectre de la galaxie voisine inconnue (R4), qui fait 12 pixels (162;
voir Fig. 3.1). Encore une fois, la définition des régions a été faite de façon à séparer les différentes régions d’intérêt tout en conservant le même nombre de pixel d’une région à l’autre pour pouvoir mieux les comparer entre elles. Les trois régions R1 à R3 passent par le bras
nord (voir Fig. 2.1). Un plus grand nombre de pixels est nécessaire pour définir ces régions afin d’obtenir un bon rapport S/B. Celui-ci vaut 25 et 20 pour les régions R2 et R3 respectivement. La région R1 n’a pas été analysée puisque son rapport S/B était insuffisant pour mesurer les raies (S/B = 8). Enfin, le rapport S/B de R4 est de 14. Les spectres résultants sont présentés dans les Figures3.2et3.3.
(a) 2006 (b) 2011
Figure 3.1 – Détermination des régions sur les images longue-fente. À gauche, en 2006, la fente a été placée sur la barre de la galaxie. La région B4 correspond au noyau, et B7, au noeud WR (voir Fig. 2.1pour l’emplacement des régions). À droite, en 2011, la fente a été positionnée dans le bras nord et elle englobe un objet inconnu (R4).