Une fois l’extinction corrigée, j’ai vérifié si les raies d’émission observées provenaient principa- lement des régions HII. C’est une étape préliminaire importante à l’analyse de l’abondance du gaz et de l’âge des populations jeunes, qui se base sur des diagnostics propres aux régions HII. Dans les régions centrales d’une galaxie, il arrive que les raies soient contaminées par une activité associée à un AGN. Il se peut aussi que des chocs (par la présence de supernovae ou encore de zones de compression dans la barre, par exemple) puissent donner des signatures
non-thermiques à ces raies. Il peut aussi s’agir de façon très générale de GID.
J’ai tracé les rapports de raies calculés pour chaque région dans les différents diagrammes BPT (Fig.3.6). J’ai traité les deux cas décrits à la section précédente, c’est-à-dire les spectres bruts et ceux dont l’absorption sous-jacente a été prise en compte. Les valeurs numériques des rapports pour chaque région se retrouvent dans le Tableau3.3. Rappelons que les diagnostics impliquant la raie [OI]λ6300 sont plus incertains puisque cette raie est contaminée par la raie du ciel [OI]λ6363, à laquelle elle se superpose avant la correction pour le décalage vers le rouge.
Figure 3.6 – Diagrammes diagnostiques BPT des régions longue-fente. Les résultats pour les spectres bruts sont tracés en bleu. En rouge, il s’agit plutôt des résultats pour le cas où l’absorption sous-jacente a été soustraite.
Tableau 3.3 – Rapports de raies des spectres longue-fente Région Spectres bruts Absorption soustraitelog([NII]λ6583/Hα)
B2 ´0.28 ˘ 0.09 ´0.34 ˘ 0.05 B3 ´0.1 ˘ 0.2 ´0.24 ˘ 0.06 B4 (Noyau) ´0.27 ˘ 0.03 ´0.31 ˘ 0.02 B5 ´0.29 ˘ 0.04 ´0.34 ˘ 0.02 B7 (Noeud WR) ´0.39 ˘ 0.01 ´0.40 ˘ 0.01 B6 ´0.37 ˘ 0.02 ´0.38 ˘ 0.02 R2 ´0.36 ˘ 0.02 ´0.40 ˘ 0.01 R3 ´0.2 ˘ 0.1 ´0.30 ˘ 0.05
Région Spectres bruts Absorption soustraitelog([SII]λλ6716,6730/Hα)
B2 ´0.5 ˘ 0.1 ´0.46 ˘ 0.05 B3 ´0.5 ˘ 0.2 ´0.45 ˘ 0.07 B4 (Noyau) ´0.67 ˘ 0.07 ´0.65 ˘ 0.02 B5 ´0.6 ˘ 0.1 ´0.56 ˘ 0.03 B7 (Noeud WR) ´0.88 ˘ 0.02 ´0.87 ˘ 0.01 B6 ´0.58 ˘ 0.06 ´0.56 ˘ 0.02 R2 ´0.60 ˘ 0.08 ´0.57 ˘ 0.02 R3 ´0.3 ˘ 0.2 ´0.32 ˘ 0.08
Région Spectres bruts Absorption soustraitelog([OI]λ6300/Hα)
B2 ´0.27 ˘ 0.07 ´1.14 ˘ 0.09 B3 ´0.5 ˘ 0.1 ´1.2 ˘ 0.2 B4 (Noyau) ´1.14 ˘ 0.06 ´1.5 ˘ 0.1 B5 ´1.21 ˘ 0.09 ´1.2 ˘ 0.1 B7 (Noeud WR) ´2.13 ˘ 0.06 ´2.2 ˘ 0.1 B6 ´1.5 ˘ 0.1 ´1.4 ˘ 0.1 R2 ´1.6 ˘ 0.6 ´1.55 ˘ 0.09 R3 ´1.2 ˘ 0.4 ´0.8 ˘ 0.3
Région Spectres bruts Absorption soustraitelog([OIII]λ5007/Hβ)
B2 ´0.2 ˘ 0.2 ´0.4 ˘ 0.1 B3 ´0.1 ˘ 0.3 ´0.4 ˘ 0.1 B4 (Noyau) ´0.60 ˘ 0.01 ´0.70 ˘ 0.08 B5 ´0.45 ˘ 0.08 ´0.53 ˘ 0.06 B7 (Noeud WR) ´0.44 ˘ 0.01 ´0.45 ˘ 0.005 B6 ´0.41 ˘ 0.05 ´0.44 ˘ 0.04 R2 ´0.67 ˘ 0.07 ´0.71 ˘ 0.04 R3 ´0.4 ˘ 0.2 ´0.5 ˘ 0.1
On remarque que la précision sur la mesure augmente artificiellement lorsqu’on tient compte de l’absorption. Cela est dû au fait que l’intensité des raies d’émission augmente lorsqu’on soustrait une composante en absorption, qui ne contient pas de bruit, puisqu’elle provient d’un spectre de population théorique, alors que le niveau de bruit reste constant, ce qui augmente le rapport S/B. C’est particulièrement le cas lorsque la population vieille est importante, comme dans la région B3. La soustraction des modèles créés par GANDALF dévoile une composante d’absorption parfois importante sous les raies Hα, Hβ, mais aussi plus modestement sous la raie [OIII]λ5007 (voir Section3.6). La prise en compte de cette absorption sous-jacente influence les différents rapports diagnostiques. En général, dans le cas où l’absorption a été soustraite, par rapport aux spectres bruts, on voit que les points se déplacent davantage vers les régions HII. Le rapport [SII]/Hα semble à première vue peu affecté par l’absorption sous-jacente. En fait, l’extinction calculée est plus faible dans le cas où on a tenu compte de l’absorption, ce qui a pour effet d’augmenter la valeur du rapport, alors que la soustraction de l’absorption sous Hα a plutôt pour effet de diminuer celui-ci. Dans le cas des autres rapports de raies ([NII]/Hα, [OI]/Hα et [OIII]/Hβ), la variation de l’extinction et de l’absorption sous-jacente ont toutes deux pour effet de diminuer la valeur des rapports de façon significative. Notons que l’effet de l’extinction est minime pour le rapport [OIII]/Hβ, comme les raies sont très rapprochées. De façon générale, on remarque donc que l’absorption sous-jacente a un impact considérable sur les différents diagrammes diagnostiques et il est donc important d’en tenir compte.
Le graphique de [OIII]/[Hα] vs [NII]/[Hα] montre que la plupart des régions se classent parmi les régions HII, mais se rapprochent de la zone de transition, malgré la prise en compte de l’absorption sous-jacente dans le calcul du diagnostic. La région B3 (une région adjacente au noyau, de l’autre côté du noeud WR dans la barre) demeure dans la zone des régions de transition. À cette position dans la galaxie, la région B3 pourrait montrer des signes de chocs dans la barre. Pour ce qui est de la région B4 (noyau de la galaxie), on n’observe pas du tout d’activité non-thermique. Mes résultats concluent à une région HII typique, mais je n’ai pas la résolution spatiale nécessaire pour mettre en évidence un faible AGN. Cantin (2010) a vu des régions HII très fortes dans le centre, ce qui est cohérent avec ce qui ressort de mon spectre. Une hypothèse pour expliquer la proximité des valeurs associées aux diagnostics avec la zone de transition serait que la galaxie abrite une quantité particulièrement élevée de GID. L’émis- sion du GID viendrait gonfler le rapport [NII]/[Hα] par rapport à ce qui est attendu pour une région HII typique, tel que vu à la Section 1.4. Flores-Fajardo et al. (2009) ont pro- posé un critère universel pour les galaxies spirales pour départager les régions HII du GID qui se base sur le logarithme du ratio [NII]/Hα. Selon ce diagnostic, ´0.4 est la valeur cri- tique. Au-delà de ´0.3, il s’agit d’une région de GID, alors qu’en deçà de ´0.5, on a affaire à une région HII. Selon les valeurs du rapport [NII]/Hα pour les spectres bruts (en suppo- sant que Flores-Fajardo et al. 2009 n’ont pas tenu compte de l’absorption sous-jacente ; voir Tab.3.3), toutes les régions comportent une certaine proportion de GID. Tel que résumé dans le
Tableau 3.4, le noeud WR (B7), la région adjacente au noeud à l’extrémité de la barre (B6), ainsi que la région R2 dans le bras se situent plus près de la valeur limite de ´0.4, alors que le reste des régions présentent un rapport plutôt typique du GID. La région B3 a un ratio parti- culièrement bas même lorsque l’absorption sous-jacente est prise en compte (´0.24 ˘ 0.06). Tableau 3.4 – Résultats des diagnostics pour départager les régions HII des régions de GID
log([NII]λ6583/Hα) log([SII]λλ6716, 6730/Hα) log([OI]λ6003/Hα)
B2 GID GID
B3 GID GID
B4 (Noyau) GID
B5 GID
B7 (Noeud WR) Région HII Région HII
B6 Région HII
R2
R3 GID GID
Cette analyse se base sur les diagnostics de Flores-Fajardo et al. (2009). Les calculs sont effectués à partir des rapports calculés sur les spectres bruts.
Les rapports [OI]/Hα et [SII]/Hα sont eux aussi affectés par la présence de GID et peuvent aider à contre-vérifier la classification des régions (voir Fig. 1.2). En ce qui concerne le ratio [SII]/Hα, la valeur critique est de ´0.55. Au-delà de ´0.5, le comportement se rapproche davantage de celui du GID, alors qu’en deça de ´0.6, il s’agit d’une région HII. La plupart des régions observées se retrouvent près de la valeur critique de ´0.55, sauf pour R3, qui se classe encore définitivement comme du GID selon ce diagnostic (voir Tab. 3.4). La valeur critique du ratio [OI]/Hα est de ´1.25. Un ratio supérieur à ´1.1 indique du GID alors qu’un ratio inférieur à ´1.4 est caractéristique d’une région HII. Les régions B2 et B3 se classent donc comme du GID, alors que le noeud WR (B7) et la région adjacente à l’extrémité de la barre (B6) se classe davantage parmi les régions HII (voir Tab 3.4). À noter que les rapports des régions du bras nord (R2) et de l’interbras (R3) comportent une incertitude très élevée qui invalide le résultat du diagnostic. En effet, la grande plage de valeurs du rapport, compte tenu de l’incertitude, rend impossible la classification.
À la lumière des différents diagnostics de Flores-Fajardo et al. (2009), on peut conclure que toutes les régions sont plus ou moins affectées par la présence de GID, sauf la région du noeud WR (B7) dont le flux semble dominé par l’émission des régions HII. Les régions de l’extrémité de la barre (B2 et B3) ainsi que la région de l’interbras (R3) sont celles qui sont le plus affectées par la présence de GID. Les autres régions se retrouvent indéfinies, puisque le rapport servant aux diagnostics se retrouve dans l’intervalle critique où la région peut être une région HII ou bien une région de GID. Le rapport [NII]/Hα est élevé pour toutes les régions ; même la région du noeud WR (B7), qui abrite un sursaut de formation stellaire intense, a un rapport qui se situe dans la zone critique du diagnostic.