Observations

Les images qui ont ´et´e utilis´ees pour s´electionner ces galaxies proviennent d’un programme d’observations dans le proche infrarouge, utilisant les instruments ISAAC (Moorwood, 1997) et FORS-2 , tous deux situ´es aux foyers du t´elescope Antu (UT1) de 8.2 m`etres, un des quatre ´el´ements du Very Large Telescope (VLT) en service au Paranal.

Ces donn´ees, obtenues entre aoˆut 2002 et mai 2004, couvrent le domaine spectral de 0.8 `a 2.5 µm (filtres Z `a Ks), partiellement ou totalement selon les cas. Elles

ont ´et´e compl´et´ees, dans la partie visible, par des images d’archives du HST ou de t´elescopes au sol. Celles-ci permettent en effet de renforcer les contraintes bas´ees sur l’utilisation des diagrammes couleur-couleur (ou d’une mani`ere plus g´en´erale du redshift photom´etrique) : les candidats s´electionn´es `a un tel d´ecalage spectral (z>

∼7)

ne sont pas d´et´ect´es dans les filtres du domaine visible. Strat´egie

Les amas de galaxies observ´es ont ´et´e choisis de mani`ere `a combiner `a la fois une forte amplification (que l’on peut estimer par l’identification de grands arcs `a proxi- mit´e de la r´egion centrale, signes d’un effet de lentille forte), des mod`eles de masses bien contraints (par l’identification du d´ecalage spectral d’une ou plusieurs images multiples), et des donn´ees d’archives multi-longueurs d’onde profondes dans la par- tie visible (ce qui permet de restreindre le programme d’observation au domaine du proche-infrarouge). Un atout suppl´ementaire est la pr´esence d’images d’archives du t´elescope spatial, `a haute r´esolution, qui sont en g´en´eral plus contraignantes pour la r´ejection de sources `a plus faible d´ecalage spectral.

Enfin, ces amas doivent ˆetre observables depuis les t´elescopes au sol utilis´es, situ´es en l’occurence dans la partie sud du globe. En se basant sur tous ces crit`eres, deux amas ont finalement ´et´e retenus pour cette ´etude :

– AC 114, identifi´e aussi par ACO S1077 dans la nomenclature de Abell et al. (1989) regroupant les deux h´emisph`eres, est un amas `a z ≃ 0.312 situ´e dans la partie sud du ciel, qui a ´et´e le sujet de nombreuses ´etudes sur ses images multiples (Smail et al., 1995; Natarajan et al., 1998; Campusano et al., 2001; Lemoine-Busserolle et al., 2003), dont beaucoup de d´ecalages spectraux sont bien d´etermin´es. Par cons´equent, le mod`ele de masse qui lui est associ´e est, lui aussi, bien contraint.

– Abell 1835, l´eg`erement plus proche (z ≃ 0.25), est un amas ´equatorial. C’est l’amas de galaxies le plus brillant dans le domaine des rayons X parmi l’´echantillon XBACS (pour X-ray Brightest Abell-type ClusterS of galaxies, Ebe- ling et al. (1996)). Comme on estime g´en´eralement que la luminosit´e X des amas est corr´el´ee avec leur masse, l’effet de lentille gravitationnelle y est cer- tainement intense, ce qui est corrobor´e par la pr´esence de structures fortement amplifi´ees sur les images du t´elescope spatial. Cependant, le d´ecalage spectral des images multiples identifi´ees n’est pas encore d´etermin´e par des mesures spectroscopiques, ce qui rend le mod`ele de masse de cet amas un peu moins bien contraint que pour AC 114.

Ces deux champs ont ´et´e observ´es par l’instrument ISAAC en mode imagerie dans le domaine des longueurs d’onde courtes du proche infrarouge (λ < 2.5µm). Cette cam´era poss`ede un champ d’environ 2.5 minutes d’arcs de cˆot´e, ´echantillonn´e sur un d´etecteur de 1024 × 1024 pixels, offrant ainsi une r´esolution de 0.148” par pixel.

Trois s´eries d’observations ont ´et´e effectu´ees :

• en Aoˆut 2002 dans les bandes J, H et Ks d’AC 114.

• en Janvier et F´evrier 2003 dans les bandes J, H et Ks d’Abell 1835.

• en Avril et Mai 2004 dans la bande SZ d’Abell 1835.

Pour pallier au niveau de fond de ciel tr`es ´elev´e dans le proche-infrarouge, et `a ses variations temporelles importantes au cours de la nuit, on utilise le mode d’observation du dithering. Celui-ci consiste `a subdiviser le temps d’exposition total en un grand nombre de poses individuelles de courte dur´ee (pour limiter la saturation du d´etecteur), tout en proc´edant `a une r´eacquisition al´eatoire de la position point´ee par le t´elescope entre chaque clich´e, `a l’int´erieur d’une r´egion de 30 secondes d’arcs de cˆot´e centr´ee sur le champ d´esir´e.

Ces d´eplacements r´eduisent le temps d’int´egration total dans les r´egions les plus limitrophes de l’image par rapport `a sa partie centrale, mais permettent de d´eterminer le motif de fond de ciel `a soustraire lors de l’´etape de r´eduction. Cette phase est primordiale lorsqu’on est en pr´esence d’un nombre important de sources brillantes dans le champ (comme dans le cas de ces amas de galaxies).

Chacune des N images brutes obtenues du d´etecteur est la moyenne de NDIT sous-int´egrations d’une dur´ee de DIT secondes chacune. Le temps de pose total Ttot

Instrument Filtre λc (nm) ∆λ (nm) NDIT DIT (sec.) N Ttot (103 sec.) ISAAC SZ 1063 90 _{4 ×} 45 122 21.96 J 1259 167 _{4 ×} 45 36 6.48 H 1656 175 _{11 × 12} 105 13.86 Ks 2167 164 6 × 15 211 18.99 FORS-2 Z 919 101 _{1 ×} 120 53 6.36

Tab. 4.2: Configuration instrumentale utilis´ee en mode imagerie avec ISAAC et FORS-2. Pour chaque filtre son donn´es de gauche `a droite la longueur d’onde centrale λc et la largeur spectrale ∆λ, le nombre de sous-int´egrations, leur dur´ee, le nombre de clich´es et le temps total accumul´e.

des observations est donc de NDIT × DIT × N secondes. Les valeurs adopt´ees dans les diff´erents filtres sont report´ees en Table 4.2.

La position centrale du champ a ´et´e choisie sur la galaxie d’amas la plus brillante, car elle est habituellement confondue ou tr`es proche du centre de la zone d’amplifi- cation maximale. Cependant, le centrage a ´et´e translat´e d’une minute d’arc au nord pour l’amas Abell 1835 (α = 14 : 01 : 02, δ = +02 : 51), ceci afin d’´eviter toute contamination par une ´etoile tr`es brillante (magnitude J ∼ 11) situ´ee `a proximit´e.

Les calibrations utilis´ees pour la r´eduction des donn´ees sont des images du cou- rant d’obscurit´e du d´etecteur et des flat-fields pris au cr´epuscule sur le ciel. Pour la calibration photom´etrique, des ´etoiles de r´ef´erence du catalogue LCO/Palomar (Pers- son et al., 1998) ont ´et´e utilis´ees.

En suppl´ement, l’amas Abell 1835 a ´et´e observ´e dans le filtre Z en Mars et Avril 2005, au moyen de l’instrument visible FORS-2. Cette cam´era poss`ede un champ de vue de 7.2 minutes d’arc de cˆot´e et une taille de pixel de 0.252”. Le mode d’acquisi- tion utilis´e est similaire `a celui d’ISAAC, `a l’exception des d´eplacements du t´elescope qui suivent un motif pr´ed´efini au lieu d’ˆetre compl`etement al´eatoires. Les temps d’int´egration adopt´es sont donn´es en Table 4.2.

Donn´ees obtenues

La Table 4.3 r´esume les r´ef´erences et les propri´et´es de l’ensemble des images disponibles pour cette ´etude photom´etrique. Outre les observations d´ecrites au pa- ragraphe pr´ec´edent, la majorit´e des donn´ees dans la partie visible proviennent d’ob- servations ant´erieures des deux amas de galaxies.

Pour AC 114, l’´echantillon contient l’ensemble des images utilis´ees lors des tra- vaux de Campusano et al. (2001) sur les propri´et´es photom´etriques et spectrosco- piques d’images multiples. Celles-ci couvrent les bandes spectrales U `a I, avec une

mosa¨ıque profonde en bande R702W r´ealis´ee `a l’aide de la WFPC-2. L’image I814W a ´et´e

obtenue en 1991 par son ancˆetre la cam´era WFPC sur le HST, `a un moment o`u l’optique de ce t´elescope ´etait d´egrad´ee. Son utilisation est donc assez limit´ee dans cette ´etude. Pour Abell 1835, les donn´ees dans le visible proviennent de la cam´era CFH12k sur le CFHT, et couvrent les bandes B, V, R et I. Elles ont ´et´e r´eduites par Oliver Czoske au cours de sa th`ese (Czoske, 2002). Par ailleurs, une grande partie du champ des observations ISAAC, utilis´e comme r´ef´erence, se recoupe avec celle d’observations en bande R702W avec la WFPC-2.

AC114 - U AC114 - V AC114 - R702W AC114 - I814W A1835 - R702W

Fig. 4.5:Figures sch´ematiques indiquant, en cas de recouvrement partiel, la couverture du champ des images ISAAC par les autres filtres. La profondeur est similaire en tout point de la surface indiqu´ee, sauf dans le cas de la bande R702W de l’amas AC 114 (voir section 4.3.5).