Sources particuli`eres

Parmi l’ensemble des objets extraits, plusieurs poss`edent des raies d’´emission particuli`erement intenses par rapport `a leur niveau de continuum, ce qui permet de d´eterminer leur d´ecalage spectral avec une assez bonne pr´ecision, en d´epit de leur faible luminosit´e.

Il est tr`es int´eressant d’´etudier les propri´et´es spectrophotom´etriques de ce type de sources `a fortes raies en ´emission, car on peut en d´eduire des param`etres phy- siques comme les abondances chimiques ou la m´etallicit´e. Ainsi, 7 des objets de notre relev´e spectroscopique (dont les identifiants sont mentionn´es avec une ´etoile dans les Tables 2.3 et 2.4) ont ´et´e ajout´es en compl´ement d’un ´echantillon plus large de sources, amplifi´ees par des amas ou provenant de champs vides (Lamareille et al., 2005b). L’analyse effectu´ee concerne la s´election spectrale, les mesures de flux et de largeurs ´equivalentes des raies, ainsi que la d´etermination de la relation m´etallicit´e- luminosit´e dans le domaine 0.2<

∼z<∼1.0 (Lamareille et al., 2005a).

Deux autres sources, `a plus grand d´ecalage spectral, m´eritent par ailleurs une attention particuli`ere et sont d´ecrites ci-apr`es.

Amas Fente(s) λraie Raie z Notes

(˚A)

Emetteurs Ly-α sans confirmation ESI n´ecessaire

Abell 370 1[a-g] 4630 Ly-α 2.80 Source publi´ee par Ivison et al. (1998) Abell 370 1f 4628 Ly-α 2.80 D´epression du continuum cˆot´e bleu Abell 2390 1a 6140 Ly-α 4.05 Contre-image d’une source publi´ee

par Frye & Broadhurst (1998) Abell 1689 2c 7141 Ly-α 4.86 Source publi´ee par Frye et al. (2002) MS1358+62 1[ef] 7205 Ly-α 4.92 Contre-image d’une source publi´ee

par Franx et al. (1997)

Campagne ESI Juillet 2000 : 3 candidats de la campagne LRIS de Mars 2000 Abell 1689 1a 8072 [OII] 1.166 Doublet

Abell 1689 1f 8817 ? ? Pas de confirmation. Abell 1689 1f 8825 ? ? Pas de confirmation. Campagne ESI Mai 2001 : 1 candidat de la campagne LRIS d’Avril 2001

Abell 2218 1c 8001 Ly-α 5.576 Paire d’images avec raie asym´etrique (Ellis et al., 2001)

Campagne ESI Novembre 2001 : 2 candidats de la campagne LRIS d’Octobre 2001 Abell 370 1a 7683 [OII] 1.03 Doublet

Abell 370 1c 8612 [OIII] 0.72 D´etection de [OII]

Campagne ESI Juin 2002 : 8 candidats des campagnes pr´ec´edentes LRIS (bleu et rouge) Abell 963 1[cd] 5191 Ly-α 3.62 Raie asym´etrique

Abell 963 1[efg] 5617 Ly-α 3.27 Raie asym´etrique Abell 1689 2a 7055 ? ? Pas de confirmation.

MS1358+62 1d 8740 H-α 0.33 Galaxie appartenant `a l’amas. Abell 2218 2g 8146 [OIII] 0.627 D´etection de [OII]

Abell 2218 2[ab] 8441 [OII] 1.18 Doublet

Abell 2218 2b 7737 H-α 0.179 Galaxie appartenant `a l’amas. Abell 2218 2[bc] 7685 [OIII] 0.57 D´etection de [OII]

Autres ´emetteurs possibles (LRIS uniquement)

Abell 773 1e 6978 Ly-α 4.74 Raie possible Abell 963 1d 7025 Ly-α 4.77 Raie possible Abell 68 1b 5687 Ly-α 3.68 Raie possible Abell 2218 1a 4216 Ly-α 2.47 Raie possible Abell 2218 2b 3928 Ly-α 2.23 Raie possible

Tab. 2.5:Candidats `a des ´emetteurs Lyman-α. Pour chaque objet sont r´epertori´es l’amas, la po- sition et la (ou les) fentes pour lesquelles une raie est identifi´ee, la longueur d’onde correspondante, son identification physique et le d´ecalage spectral correspondant. Les raies Lyman-α mentionn´ees en caract`eres gras sont les ´emetteurs certains, celles en italique sont les ´emetteurs possibles, inclus dans le calcul de densit´e de tels objets `a z ∼ 5.

Emission Lyman-α diffuse autour d’un AGN hyperlumineux `<sub>a z ∼ 2.8</sub> Dans chacune des 7 fentes adjacentes d’un mˆeme angle de position, plac´ees dans le champ de l’amas Abell 370, une raie d’´emission Lyman-α intense apparaˆıt clai- rement `a λ ∼ 4620 ˚A, avec une structure spatiale tr`es ´etendue le long de la fente (plusieurs secondes d’arc) et perpendiculairement `a celles-ci (> 7” d’apr`es le nombre de fentes o`u la raie est observ´ee, voir la Figure 2.23). L’identification de la raie se fait au travers d’une seconde ´emission `a λ ∼ 4710 ˚Acorrespondant `a NV (1238 ˚A au

repos) `a la position o`u l’objet est le plus lumineux.

Fig. 2.23:Emission Lyman-α ´etendue autour de la source `a z ≃ 2.8 (Ivison et al., 1998). Les positions des fentes LRIS sont pr´esent´ees dans les deux images en haut `a gauche, pour l’image LRIS (`a gauche) en bande R ou de la CFH12K (au centre) dans le filtre I. Les spectres bidimensionnels des chacune des 7 fentes sont pr´esent´es successivement dans le sens de lecture.

La source correspondant `a cette ´emission, qui se situe en dehors de l’image HST, est visible sur les images de t´elescopes au sol en bande R et I, provenant de LRIS et de la cam´era CFH12k respectivement (Figure 2.23, en haut `a gauche). Cet objet montre une structure complexe, avec une r´egion ponctuelle tr`es brillante en bordure de la derni`ere fente de notre relev´e (associ´ee `a la d´etection de la raie de NV) et une

r´egion plus ´etendue dans la direction des autres fentes.

Ivison et al. (1998) ont mentionn´e pour la premi`ere fois cet objet, qui est la contrepartie visible d’une source sub-millim´etrique hyperlumineuse `a z ∼ 2.8, am- plifi´ee par l’amas d’un facteur µ ∼ 2.3. Cette source s’av`ere ˆetre un noyau actif de galaxie (AGN), dont l’identification des raies d’´emission est compatible avec celle

du dernier spectre pr´esent´e en Figure 2.23. Une source secondaire, nomm´ee L2 par Ivison et al. (1998) et mentionn´ee comme ayant une raie d’´emission Lyman-α. Elle correspond `a la position de la quatri`eme fente pr´esent´ee.

La s´erie de spectres obtenus permet d’identifier d’autres r´egions d’´emission Ly- man-α `a un d´ecalage spectral identique (ou tr`es proche) de celui de l’AGN. Le flux d´etect´e dans la raie d’´emission est assez fort dans l’ensemble des positions de fentes, tout en restant corr´el´ee avec les images dans les bandes R et I. Il serait int´eressant d’obtenir des images du t´elescope spatial `a plus haute r´esolution pour identifier des soustructures dans cet objet (qui apparaissent dans les spectres au travers de la raie, aux positions encercl´ees sur la Figure 2.23).

Emetteur Lyman-α `_{a z ≃ 5.6}

Dans le cas de la source multiple derri`ere l’amas Abell 2218 d´ecrite en section 2.2.4, les deux images ont ´et´e confirm´ees au cours d’une mˆeme observation ESI (El- lis et al., 2001). Sur le spectre bidimensionnel ou monodimensionnel extrait (Figure 2.24), l’asym´etrie dans le profil de la raie est clairement visible, confirmant son in- terpr´etation comme ´etant Lyman-α. La mesure de la longueur d’onde au maximum de l’´emission fournit un d´ecalage spectral z = 5.576 pour cette objet. N´eanmoins, cette valeur peut ˆetre l´eg`erement surestim´ee car elle ne prend pas en compte un facteur correctif provenant de l’absorption du cˆot´e bleu de la raie, qu’il est difficile `a estimer.

Les mesures de photom´etrie sur chacune des images dans la bande I814W de la

WFPC-2 <sub>permettent de d´eriver une magnitude de I ≃ 25.9 ± 0.2. Les mod`eles de</sub> masse tr`es contraints pour cet amas (voir section 2.4.1) indiquent par ailleurs une amplification d’un facteur (× 33), ´equivalent `a environ 3.8 magnitudes, portant la magnitude effective (non-amplifi´ee) de cette source `a I ≃ 29.7, ce qui est tr`es faible. Le flux int´egr´e dans la raie d’´emission Lyman-α, `a partir du spectre LRIS ou ESI, est de F ≃ 6 × 10−17_{ergs s}−1 _cm−2_{, ce qui correspond `a une contribution d’environ}

50% `a la mesure de magnitude dans la bande I814. Il s’agit donc d’une source peu

lumineuse formant des ´etoiles, dont la majorit´e du spectre est domin´ee par son flux dans la raie Lyman-α.

Dans la fenˆetre spectroscopique du domaine 9020-9300 ˚A, pour laquelle la conta- mination des raies du ciel est tr`es faible, aucun continuum stellaire n’est d´etect´e. Ceci implique une limite sup´erieure de flux de 3 × 10−20 _{ergs s}−1 _cm−2_{, qui confirme}

le r´esultat pr´ec´edent.