La Figure1.6présente les rapports de raies en fonction de l’abondance et du paramètre d’ioni- sation. Si on suit de près l’algorithme de Kewley & Dopita (2002), le premier estimé de l’abon- dance se fait à l’aide du diagnostic rNIIs{rOIIs en prenant la valeur de q centrale, q “ 4 ˆ 107,
puisque ce diagnostic est peu sensible à la valeur de q, surtout en ce qui concerne les abon- dances supérieures à log[O/H]+12 “ 8.38 (Z “ 0.5 Z@selon la mesure des abondances solaires
Figure 1.6 – Diagrammes diagnostiques de l’abondance et du paramètre d’ionisa- tion. Modèles tirés de Kewley & Dopita (2002).
l’extinction alors il convient de contre-vérifier le résultat à l’aide d’un autre diagnostic. On recherche donc la valeur de q à l’aide du diagnosticrOIIIs{rOIIset du résultat pour l’abondance
trouvée précédemment afin de raffiner cet estimé à l’aide du diagnostic qui se base sur le ratio R23. Ce diagnostic est souvent adopté lorsque les raies qu’il nécessite sont disponibles puisqu’il
met directement en relation le flux de différents niveaux d’ionisation de l’atome d’oxygène avec le flux d’une raie d’hydrogène, Hβ, pour calculer l’abondance d’oxygène. Par ailleurs, puisque ces raies sont près l’une de l’autre, ce diagnostic est peu sensible à la qualité de la correction pour l’extinction. Par contre, le diagnostic se basant sur R23a le désavantage de donner deux
valeurs de l’abondance pour un rapport R23 donné. On se sert donc du premier estimé de
l’abondance fait à l’aide du diagnosticrNIIs{rOIIsafin de déterminer la bonne branche à utiliser
le paramètre d’ionisation à nouveau à l’aide du diagnostic rOIIIs{rOIIs afin de s’assurer que le
nouvel estimé d’abondance ne fait pas changer sa valeur. Si la valeur de q n’a pas changé, l’abondance trouvée à l’aide du ratio R23 est la bonne. Sinon, il faut recalculer l’abondance
avec le diagnostic R23 à l’aide de la nouvelle valeur de q trouvée. Il faut itérer de cette façon
jusqu’à ce que la valeur du paramètre d’ionisation et de l’abondance ne change plus.
En ce qui concerne les spectres SpIOMM, les seules raies disponibles pour l’analyse sont les raies Hα et [NII]λ6583. La seule façon possible de déterminer l’abondance dans ce cas est d’utiliser le diagnostic fait à partir du rapport [NII]λ6583/Hα. Par contre, ce ratio est très sensible aux chocs (Kewley & Dopita 2002). Il faut donc être prudent lorsqu’on tire des conclusions à partir des résultats obtenus à partir de ce diagnostic. Les modèles de Kewley & Dopita (2002) permettent de calculer l’abondance à partir de ce ratio (voir Figure 1.6). Notons que ce diagnostic est valide seulement pour les valeurs de l’abondance supérieures à log[O/H]+12 “ 8.38 (Z “ 0.5 Z@).
1.9
Populations jeunes
À partir d’un spectre observationnel de l’UV et/ou du visible, les codes de synthèse de popu- lations permettent de retrouver l’âge, la composition chimique, la masse et l’extinction d’une population et de discuter de la fonction de masse initiale (FMI) des étoiles ainsi que du mode de formation stellaire. Des tracés évolutifs des étoiles (pour différentes métallicités) sont uti- lisés par les codes pour suivre dans le temps chacune des étoiles. Ainsi en fonction de l’âge de la population synthétisée, le code peut reconstruire un spectre théorique en sommant les distributions de chacune des étoiles toujours présentes.
Ici, la largeur équivalente des raies de Balmer peut être utilisée pour déterminer l’âge des po- pulations jeunes. La force de ces raies est très sensible au nombre de photons ionisants. Avec un code de synthèse de populations stellaires, on peut modéliser le nombre de photons ioni- sants (c’est-à-dire suivre l’évolution des étoiles OB) en fonction de l’âge et autres propriétés (métallicité, FMI) d’une population. Le code STARBURST99 (Leitherer et al. 1999) est parti- culièrement bien adapté à mon étude de populations jeunes avec les tracés évolutifs du groupe de Genève (Meynet et al. 1994), spécialisés dans les étoiles massives. Leitherer et al. (1999) ont présenté des diagnostics (voir Fig. 1.7) pour l’âge à partir de la largeur équivalente des raies d’émission Hα et Hβ pour diverses populations. Ces graphiques sont peu sensibles à la métallicité des étoiles, entre autres. Je déterminerai l’âge des populations stellaires jeunes de NGC 5430 à l’aide de ces graphiques.
Figure 1.7 – Largeur équivalente de la raie Hα et Hβ en fonction de l’âge et de la métallicité pour un sursaut instantané. Les paramètres pour la ligne pleine sont : la pente de la FMI, α “ 2.35, la limite supérieure de la masse des étoiles, Mup “ 100 M@.
Pour la ligne pointillé-long, α “ 3.30, Mup “ 100 M@ (valeurs standards) et pour la ligne
Chapitre 2
Observations
2.1
Spectrographe longue-fente
Les observations de NGC 5430 avec le spectrographe longue-fente ont eu lieu en mars 2006 et en mars 2011 (Tableau2.1) à l’Observatoire du Mont-Mégantic (OMM). Le réseau 600 l mm´1
a été utilisé sans filtre pour les deux missions. La plage spectrale pour tous les spectres couvre environ 3400 à 7600 Å. Plus d’informations sur l’instrument sont disponibles sur le site internet de l’Observatoire1.
Les observations de 2006 ont été effectuées par Simon Cantin. La résolution spectrale effective est de 6.1 Å et l’échantillonnage spatial, de 1.32 pixel´1. La largeur de la fente a été fixée à
42 et sa longueur est de 61. La fente a été placée de façon à passer à travers le noyau et le
noeud WR (Fig. 2.1). Les étoiles standard HD109995 et HD93521 ont été observées pour la calibration en flux.
En 2011, les observations ont été faites par Laurie Rousseau-Nepton. Le spectrographe a subi des améliorations de son système optique entre les missions de 2006 et 2011. Le CCD utilisé (STA0520Ab) était différent et comportait plusieurs taches. La résolution spectrale effective est de 4.3 Å et l’échantillonnage spatial, de 1.2422 pixel´1. La fente était placée pour couvrir
une partie du bras nord et inclure un objet voisin à l’est de la galaxie (Fig.2.1). Le but était de vérifier si cet objet (galaxie X) était assez proche de NGC 5430 pour interagir avec elle et causer la formation stellaire observée dans le noeud. Les étoiles standard pour la calibration en flux étaient HD109995, BD+26d2606 et HD86986.