Spectroscopie

Une partie des observations à la base de ce travail est constituée de données spectroscopiques d’archives prises avec STIS à bord du HST durant le programme GO-9054 de Brown et al. (2002). La fente de 52′′× 0.5′′, associée au réseau de dif-fraction G140L, a permis de couvrir la galaxie sur 7 positions le long de son axe principal (cf. Fig. 4.1), offrant ainsi une information spatiale sur deux dimensions. Le résultat de l’extraction spectrale est illustré dans la figure 4.2. Les spectres indi-viduels de chaque fente sont extraits en sommant le flux dans la direction spatiale de la fente sur une longueur de 4′′ centrée sur la région NW de IZw 18. Le spectre “to-tal”, c’est à dire sommé sur toutes les fentes est également produit, afin de comparer aux autres observations disponibles. L’intensité de l’absorption, variable d’un profil

Tab. 4.1: Observations HST de IZw 18. Références : (1) Mas-Hesse et al. (2003) ; (2) Brown et al. (2002) ; (3) Cannon et al. (2002)

Instrument Filtre/Grating Bande Temps d’exposition [sec] Proposal ID Ref.

STIS G140M Lyα 1764 GO-8302 1

STIS G140L Lyα 40360a

GO-9054 2

STIS F25SRF2 FUV 5331 GO-9054 2

STIS F25QTZ NUV 5786 GO-9054 2

WFPC2 F487N Hβ 2500 GO-6536 3

WFPC2 F658N Hα 4600 GO-5434 3

WFPC2 F450W B 4600 GO-5434 3

WFPC2 F675W R 2000 GO-5434 3

aTemps d’intégration total pour les 7 positions de la fente

Fig.4.1: Image FUV de IZw 18 sur laquelle figurent les ouver-tures des différentes observations spectroscopiques. Le champ de vue de l’image est de 16′′ × 18′′. Les 7 positions de la fente STIS de Brown et al. (2002), orientées selon l’axe principal de la galaxie, sont en bleu, avec une numérota-tion (cf. texte) qui va de la gauche vers la droite. La fente jaune cor-respond au spectre STIS de Mas-Hesse et al. (2003), et le carré blanc l’ouverture GHRS utilisée par Kunth et al. (1994). Lors de l’extraction des 7 spectres STIS, l’intégration du flux est effectuée sur 4′′, région délimitée par les ti-rets bleus sur la région NW.

Fig.4.2: Spectres STIS de la ré-gion NW à différentes positions de la fente (cf. Fig. 4.1). On montre à partir des positions 4 à 7, la varia-tion du profil Lyα depuis le centre vers le bord de la région NW. A titre de comparaison, le spectre in-tégré sur toute la région NW (total des 7 positions) est également affi-ché. Tous les spectres sont norma-lisés au continu déterminé sur la Fig. 4.3. Noter que, à cause de la contamination par l’émission Lyα géocoronale, une partie de l’aile bleue du profil est coupée dans les spectres, qui sont lissés avec un filtre médian de 3 pixels de large.

à l’autre, est quantifiée par sa largeur équivalente EW et la densité de colonne NHI

nécessaires pour reproduire le profil avec une fonction de Voigt. La table 4.2 pré-sente les résultats de l’ajustement avec un profil de Voigt en utilisant un paramètre Doppler de b = 20 km s−1 conforme aux observations. Comme dans le code MCLya, le profil d’absorption Voigt est décrit par la fonction de Hjerting (voir Verhamme et al. 2006) : H(x, a) = ^a π Z ∞ −∞ e−y2 dy (y − x)2+ a2 ≈^{ e−x} 2 si |x| < xc a √ πx2 si |x| > xc (4.1) L’absorption de Voigt est souvent approximée par une résonance centrale (vers le coeur de la raie) pour une fréquence x plus petite que la limite xc entre coeur et aile de la raie, et une loi de puissance pour les ailes à des fréquences au delà de xc. Pour des valeurs du paramètre de Voigt (voir Sec. 1.6) a entre 10−2 et 10−6, xc varie typiquement entre 2.5 et 4.

Un peu plus tôt, d’autres observations spectroscopiques furent obtenues par Kunth et al. (1994) puis Kunth et al. (1998) au moyen de la Large Science Aper-ture (LSA, 2′′× 2′′) du GHRS dont la position figure sur Fig. 4.1. Dans la même figure, on peut constater la présence de la fente utilisée par Mas-Hesse et al. (2003, MH03 par la suite), qui réobserva la galaxie avec une meilleure configuration, qui correspond au réseau G140L sur STIS à travers une fente de 52′′× 0.5′′. Cette com-position instrumentale offre la meilleure résolution spectrale obtenue à ce jour en FUV pour IZw 18, à savoir 0.15 Å (37 km s−1 à la longueur d’onde de Lyα). De plus, la large couverture spectrale de ces observations STIS permet d’observer toute l’étendue de l’aile rouge du profil, et confirme l’ampleur de l’absorption Lyα détectée par GHRS. Cet avantage indéniable nous permet de calibrer les différents spectres pris avec différentes ouvertures, en faisant correspondre leur continu UV, et en les normalisant vers 1300 Å, où l’aile rouge atteint le niveau du continu. On se retrouve

Fig.4.3: Compilation des spectres Lyα disponibles pour IZw 18. L’émission géoco-ronale est soustraite de tous les spectres. Le trait plein noir représente le meilleur spectre STIS (MH03) autour de Lyα. La courbe rouge en pointillée est le spectre GHRS qui couvre une partie de l’absorption et une autre du continu UV. En bleu, le spectre STIS, extrait du centre de la région NW (position 4), et qui couvre une large gamme spectrale (1100 − 1750 Å). Enfin, la courbe verte est le résultat de l’intégration sur les 7 positions de la fente STIS. C’est le spectre de la région NW entière, qui a été utilisé afin d’ajuster le continu UV (droite en tirets noirs). Tous les spectres sont alors normalisés à la valeur de cette droite vers 1280 Å (i.e. à v ∼ 16000 km s−1). Les références et la légende sont données sur la figure.

alors, comme l’illustre très bien la figure 4.3, avec des spectres en très bon accord. L’évaluation précise du continu autour de Lyα est particulièrement importante pour la modélisation du profil Lyα qu’on verra par la suite (Sect. 4.2).

La couverture de la région NW montre clairement une absorption Lyα profonde dont la largeur correspond à des densités de colonne NHI ∼ (0.3 − 3) × 1021 cm−2, en accord avec les déterminations précédentes (NHI ∼ (1.0 − 3.2) × 1021 cm−2) par Kunth et al. (1998). Signalons, au demeurant, que cette détermination ne donne pas nécessairement la véritable valeur de NHI, comme on le verra un peu plus tard, lors de notre modélisation. Il est bien connu, par ailleurs, que IZw 18, ou tout du moins sa composante UV-optique, est enfouie dans un nuage de gaz neutre Hi s’étendant sur une échelle de plusieurs kpc, c’est à dire bien au delà des frontières de la région Hii (∼ 250 pc) (van Zee et al. 1998). Une tendance très intéressante est la diminution de l’intensité d’absorption Lyα à mesure que l’on s’éloigne du centre vers le bord de la région Hii, i.e. entre les fentes 4 et 7 comme le montre la figure 4.2 (les fentes de

3 à 1 montrent également une légère décroissance). Cet affaiblissement correspond à une diminution apparente de la densité de colonne d’un facteur avoisinant 10. Cette variation spatiale du profil Lyα, sera expliquée dans la section 4.2.3 comme une simple conséquence du transfert radiatif.

La configuration spatiale des ouvertures de STIS MH03 et GHRS est assez simi-laire, centrée sur la région UV brillante. C’est pourquoi ces deux spectres sont en bon accord, au même titre d’ailleurs que le spectre de la fente centrale des données STIS 2002 (cf. Fig. 4.3). Le spectre intégré de la région NW quant à lui montre certains résidus d’émission vers le centre de la raie, probablement dues à la contribution des fentes limitrophes, ainsi que l’émission géocoronale, dont la soustraction est moins efficace dans notre procédure de calibration à cause de leur faible résolution spec-trale, comparée au reste des observations. Cependant, comme l’allure du profil reste la même dans les ailes, nous allons adopter dans la suite de notre modélisation, le spectre STIS MH03, à cause de sa résolution spectrale, comme représentatif de la région NW. Pour ce profil, on détermine à partir du profil de Voigt une densité de colonne NHI ∼ 2 × 1021 cm−2 (cf. table 4.2).

Tab.4.2: Variations spatiales du profil Lyα à travers la région NW. Les colonnes (2) et (4) indiquent respectivement la densité de colonne NHI et la largeur équivalente déterminées à partir de l’ajustement du profil Lyα par un profil de d’absorption Voigt avec b = 20 km s−1. Les erreurs donnés dans les colonnes (3) et (5) correspondent à la marge entre la limite inférieure et supérieure de l’ajustement. La dernière colonne indique le flux FUV (1500 Å) dans des fentes virtuelles placées sur l’image FUV, de même ouverture et même positionnement que les observations STIS. Ces mêmes quantités sont également déterminées pour le spectre de la région NW entière, ainsi que le spectre STIS MH03.

Fente N (Hi) σNH EWObs σEW f(1500 Å)

[cm−2] (×1021) [Å] [erg s−1 cm−2] 1 1.8 ×1021 0.7 ₋₃₁ 5 2.8×10−16 2 2.4 ×1021 0.5 ₋₃₂ 3 9.6×10−16 3 2.8×1021 0.5 ₋₃₅ 3 3.0×10−15 4 2.8×1021 0.8 ₋₃₄ 5 4.1×10−15 5 2.0×1021 0.7 ₋₃₀ 5 2.9×10−15 6 1.0×1021 0.6 ₋₂₀ 6 1.3×10−15 7 2.5×1020 0.1 ₋₁₀ 3 5.8×10−16 NW 2.1×1021 0.7 ₋₃₁ 5 1.3×10−14 MH03 2.2×1021 0.7 ₋₃₀ 4 2.6×10−15