Strat´egie d’observation

Choix des amas de galaxies

Plutˆot que de faire des observations tr`es profondes dans une unique direction de pointage, nous avons pr´ef´er´e utiliser un ensemble de neuf amas de galaxies dont la majorit´e fait partie du catalogue de Abell (1958). En effet, `a cause des ph´enom`enes de regroupement spatial des sources, ceci permet de se rapprocher de la variance cosmique dans laquelle la distribution des objets suit une loi poissonnienne. Les amas ont finalement ´et´e adopt´es pour notre ´etude selon les crit`eres suivants :

– La visibilit´e : l’amas doit ˆetre observable depuis l’h´emisph`ere Nord dans lequel se trouve le t´elescope et l’instrument utilis´es.

– La forte amplification gravitationnelle : les indices qui permettent de nous en assurer sont la brillance des amas en rayonnement X (qui donne une estimation

de leur masse), la pr´esence de grands arcs gravitationnels ou celle d’images multiples connues.

– Les Contraintes sur le mod`ele de masse de ces amas. Ce sont ces mod`eles qui permettent de localiser la position des lignes critiques de mani`ere pr´ecise et de d´efinir le pointage des observations. Les mod`eles les mieux contraints sont ceux pour lesquels le d´ecalage spectral d’une ou plusieurs images multiples est connu.

– Le d´ecalage spectral moyen des lentilles, zamas ≃ 0.2 − 0.3, afin de conserver

des propri´et´es homog`enes d’amplification sur l’ensemble de l’´echantillon. Dans ce domaine de z, les mod`eles de masse des amas sont les mieux contraints et les rayons d’Einstein (θE) sont les plus grands.

– L’existence d’images du t´elescope spatial Hubble (HST), `a haute r´esolution angulaire, qui s’av`erent tr`es utiles pour identifier les sources correspondant aux raies d’´emission observ´ees dans les spectres, et d’´eventuelles configura- tions d’images multiples dans le champ de l’amas. Ces donn´ees acquises par la cam´era plan´etaire `a grand champ de seconde g´en´eration (Wide Field Planetary Camera 2, ou WFPC-2) avec un filtre visible rouge (`a 7020 ou 8140 ˚A selon les cas) couvrent une surface de 2 × 2 minutes d’arc carr´ees, centr´ee la plupart du temps sur le cœur de l’amas.

– L’existence d’images dans des filtres en large bande (cf. section 1.2.4) : elles apportent une information suppl´ementaire sur le domaine de d´ecalage spectral d’une source identifi´ee par la spectroscopie.

Configuration instrumentale

Nous avons utilis´e pour nos observations le spectro-imageur visible `a basse r´esolu- tion LRIS (pour Low Resolution Imaging Spectrometer, Oke et al. (1995)) situ´e au foyer Cassegrain du t´elescope Keck I de 9.8 m de diam`etre, sur le Mauna Kea. L’avantage de cet instrument est de garantir une couverture spectrale tr`es ´etendue (pouvant aller jusqu’`a 3000 - 10000 ˚A ) avec une longueur de fente de 175” qui correspond `a la dimension n´ecessaire pour couvrir la totalit´e d’une ligne critique (Figure 2.2).

A partir de l’´et´e 2000, cet instrument a ´et´e am´elior´e d’une seconde cam´era (LRIS-B, voir l’annexe de Steidel et al. (2004)), optimis´ee pour l’imagerie et la spec- trom´etrie dans la partie bleue (λ < 5000 ˚A). La lumi`ere provenant du t´elescope est ainsi s´epar´ee en deux faisceaux, bleu et rouge, `a l’aide d’un dichro¨ıque, pour atteindre l’une et l’autre des cam´eras. Les ´el´ements disperseurs sont de nature diff´erentes pour chaque canal : un r´eseau de diffraction est utilis´e du cˆot´e rouge, et un grisme (´el´ement d’optique combinant un prisme et un r´eseau) du cˆot´e bleu.

groupes de raies d’´emission de OH (Figure 2.1) : la recherche de sources dans cette r´egion est facilit´ee par l’augmentation de la r´esolution, que l’on peut contrˆoler en ajustant la largeur de la longue fente.

Une fente plus ´etroite am´eliore la s´eparation des raies contaminatrices du ciel, mais diminue la capacit´e de d´etection (en terme de rapport signal sur bruit) de sources ponctuelles lorsqu’elle est de taille similaire ou inf´erieure au seeing, qui mesure la largeur `a mi-hauteur de la r´eponse impulsionnelle. La valeur de seeing typique dans le domaine visible est de ≃ 0.8”. De plus, une fente plus large permet de cartographier une surface de champ plus ´etendue, pour un temps d’observation donn´e.

Comptes

Longueur d’onde

Fig. 2.1:Exemple de spectre d’´emission du ciel observ´e par LRIS dans la partie rouge, `a une r´esolution spectrale R ∼ 1000, montrant un grand nombre de raies contaminatrices de OH d’origine atmosph´erique. On distingue plusieurs groupes de raies (ou forˆets) intenses et certaines fenˆetres spectrales o`u le niveau de fond de ciel est plus faible, comme dans les zones 8100-8300 ˚A et 9100- 9300 ˚A.

Les observations de ce projet effectu´ees en mars 2000 n’ont utilis´e que la partie rouge (6800-9500 ˚A) du spectre, seule `a notre disposition, avec une largeur de fente de 0.7” et un r´eseau de 600 traits/mm marqu´e `a 7500 ˚A. Les observations suivantes, avec une fente ´elargie `a 1.0”, ont conserv´e le mˆeme r´eseau marqu´e `a 10000 ˚A pour la partie rouge, et un grisme de 300 traits/mm marqu´e `a 5000 ˚A pour la partie bleue (4000-6700˚A), en s´eparant les deux faisceaux par un dichro¨ıque `a 6800 ˚A. La r´esolution correspondant `a ces configurations est de δλ ≃ 3 − 4˚A.

Pour chaque position de fente, deux prises de vues de 1000 secondes chacune ont ´et´e r´ealis´ees, ce qui donne une limite de d´etection de ∼ 6 × 10−17 _{ergs s}−1

cm−2 _{pour le flux d’une raie d’´emission, dans les zones propres entre les raies de}

OH. Pour changer rapidement la position de pointage entre deux fentes juxtapos´ees, une simple translation du t´elescope dans la direction perpendiculaire `a la fente est op´er´ee. Les positions finalement adopt´ees sont contrˆol´ees `a l’aide de la cam´era de guidage de l’instrument (voir Sect. 2.2.4).

Bilan des r´egions cartographi´ees

Pour chaque amas, une s´erie de 5 `a 10 positions de fentes adjacentes ont ´et´e observ´ees en fonction de la largeur de la zone de forte amplification, permettant la cartographie d’une bande autour de la ligne critique. Les diff´erentes configurations

(angles, nombre de fentes) finalement adopt´ees optimisent :

– La g´eom´etrie des lignes critiques, qui peuvent avoir une forme circulaire ou une configuration plus allong´ee fournissant un angle de position privil´egi´e pour les longues fentes.

– La cartographie d’un seul des deux cˆot´es de la ligne critique : en effet, dans ce domaine d’amplification ´elev´ee, les mod`eles de lentille pr´edisent qu’une source formera une paire d’images presque ´equidistantes de part et d’autre de la ligne critique. La position des fentes cherche donc `a minimiser cette redondance. – La contamination minimale par les galaxies les plus brillantes du champ, ap-

partenant principalement `a l’amas de galaxies, qui limitent la d´etection de sources sous-jacentes plus faibles.

– La ligne critique externe, d’une longueur plus ´etendue, est privil´egi´ee, mais pour un des amas (Abell 1689) la ligne critique interne a aussi ´et´e observ´ee. La position des lignes critiques varie de mani`ere tr`es faible avec le d´ecalage spec- tral pour le domaine 4.5 < z < 6.5 qui nous int´eresse dans ce projet, ce qui assure la validit´e des configurations choisies pour toutes les sources. Les diff´erentes campagnes d’observations effectu´ees sur LRIS, les amas et positions de fentes correspondantes sont pr´esent´es en Table 2.1.

Amas Asc. Droite D´eclinaison zamas Date Orientation∗ Fentes

hh : mm : ss dd : mm (degr´es)

Abell 68 00 : 36 : 59 +09 : 09 0.255 Sep. 2002 _{1 : −40.0} 6 [a-f] Abell 370 02 : 37 : 18 _{−01 : 48} 0.375 Oct. 2001 _{1 : −8.0} 7 [a-g] Sep. 2002 2 : +1.7 7 [a-g] Abell 773 09 : 14 : 30 +51 : 55 _{0.217 Mar. 2000 1 : −46.8} 10 [a-j] Abell 963 10 : 17 : 09 +39 : 01 0.206 Avr. 2002 1 : +3.6 7 [a-g] Abell 1689 13 : 09 : 00 _{−01 : 06} 0.183 Mar. 2000 1 : +84.1 11 [a-k] Avr. 2001 2 : +43.0 5 [a-e] Mai. 2002 3 : +12.3 5 [a-e] Abell 2218 16 : 35 : 42 +66 : 19 0.176 Avr. 2001 _{1 : −44.0} 3 [a-c] Avr. 2002 _{2 : −49.2} 6 [a-f] Abell 2219 16 : 38 : 54 +46 : 47 0.226 Mai. 2002 _{1 : −69.0} 7 [a-g] Abell 2390 21 : 53 : 35 +17 : 40 0.228 Sep. 2002 _{1 : −63.0} 6 [a-f] Cl1358+62 13 : 59 : 54 +62 : 31 0.328 Avr. 2001 _{1 : −15.0} 6 [a-f]

Tab. 2.1: Vue d’ensemble des observations effectu´ees. De gauche `a droite : identifiant de l’amas de galaxies, position astrom´etrique de la galaxie centrale (´equinoxe J2000.0), d´ecalage spectral de l’amas, ´epoque de chaque s´erie d’observations, angle de position de la fente utilis´ee et nombres de fentes adjacentes correspondant.

Fig. 2.2:Aspect g´en´eral des lignes critiques et de la position des fentes utilis´ees pour l’amas Abell 1689. Les lignes critiques sont repr´esent´ees pour z = 4 et z = 6 (marron). La r´egion hachur´ee correspond `a la zone o`u l’amplification µ est sup´erieure `a 10. Dans ce cas pr´ecis, une fente 1’ (ou A1689-1k dans les catalogues) a ´et´e ajout´ee `a la position d’une source `a z = 5.118 d´ecrite par Frye et al. (2002). Cette source ´emettrice en Lyman-α n’ayant pas ´et´e d´ecouverte de mani`ere “aveugle”, elle n’est pas incluse dans la suite de notre ´etude.