Traitements des données d’observations

Les données astronomiques issus de X-Shooter sont traitées via le logiciel Gas-

gano de l’ESO et d’un ensemble de routines informatiques spécialement conçues pour

– Création d’une carte des pixels défectueux – Création d’un bias et d’un dark maitre – Création de la table des ordres

– Création d’un flat maitre

– Détermination de la réponse de l’instrument en mode nodding

– Production du spectre 2D de l’objet observé, calibré en longueur d’onde et en flux

Dans la suite du paragraphe, nous présenterons brièvement chacune des étapes suivies et le détails des fichiers extérieurs que nous avons utilisés. Pour plus d’infor- mation, le lecteur pourra se reporter au manuel de X-Shooter (Vernet et al., 2010) Chaque bras de l’instrument opérant indépendamment, il faudra donc suivre les étapes précédentes pour chaque bras (UVB, VIS et NIR).

La carte des pixels défectueux est construite à partir de la routine xsh_lingain et des spectres obtenus en éclairant uniformément le détecteur. Ces spectres ne font pas partie des données de calibration envoyées avec les observations, il faut donc utiliser la base de données de l’ESO8 _{et sélectionner des spectres obtenus autour}

de la date d’observation de nos objets (pour la réduction de nos observations, nous choisirons les spectres acquis la nuit du 9 août 2011). La carte des pixels défectueux sera ensuite utilisée tout au long du traitement des données.

Le bias maitre est obtenu en sommant les 5 bias de la nuit et en soustrayant la réponse des pixels défectueux via la routine xsh_mbias. De même pour le dark maitre qui est obtenu en sommant les 3 dark de la nuit et en soustrayant la carte des mauvais pixels à l’aide de la routine xsh_mdark. Le bias et le dark maitre de la nuit d’observations sont ensuite utilisés pour définir la liste des ordres avec leur position exacte sur chaque spectre via les routines sxh_predict et xsh_orderpos. Le master flat est obtenu en tenant compte des pixels défectueux ainsi que de la carte de définition des ordres et du bias maitre via la routine xsh_mflat. Pour les bras UVB et VIS, les flats sont au nombres de 5 pour chaque lampe de calibration utilisée (Deutérium et Halogène). Pour le bras NIR en revanche, les deux types de flat correspondent à une acquisition avec la lampe QTH allumée puis éteinte.

Et enfin pour calibrer en flux les spectres obtenus en mode nodding, on utilise un spectre d’une étoile de référence comme expliqué ci-dessus et les fichiers précé- demment crées, via la routine xsh_respon_slit_nod.

4.4

Analyse des données

Une fois la réduction des données terminée, il ne reste plus qu’à étudier le spectre des objets observés. Notre programme d’observation au VLT ayant été classé en prio- rité B, tous nos objets n’ont pas été observés. Sur les 13h que nous avions demandées, seules 1h15 ont réellement été effectuées et un seul candidat (J1) dispose de données significatives. Dans la suite de cette section nous nous focaliserons donc sur l’analyse des données d’observations de la source J1.

102 4.4. ANALYSE DES DONNÉES

Figure 4.12 – (gauche) Image fournie par la caméra d’acquisition de l’instrument X-Shooter. (droite) Image HAWK-I des filtres H+K utilisées pour la détection des sources. La position des sources de références sont repérées par des cercles bleus, celle du candidat J-dropout est repéré avec un cercle rouge.

4.4.1 Propriétés des données

Notre unique candidat J-dropout a été observé avec X-Shooter pendant la nuit du 24 août 2011. Au cours de cette nuit, le seeing était de 0.76” (donnée fournie par l’ESO), ce qui est conforme à ce que nous avions demandé. La caméra d’acquisition nous permet de vérifier que le télescope ciblait bien notre source (figure 4.12). Le jeu de données dont nous disposons sur cet objet correspond à 1 Observing Block : 4×(900s en NIR, 850s en VIS et 750s en UVB). La conséquence sur le rapport signal sur bruit des raies attendues est déduite de la relation suivante :

S/N = q fobj× texp

(fciel+ fobj)texp+ R2

(4.9)

ou fobj est le flux de l’objet, fsky est le fond de ciel local, R le bruit thermique et

texp le temps d’exposition sur l’objet. On néglige ici le bruit de lecture face au bruit

thermique (bras NIR)

Alors une diminution du temps d’exposition par 3, entraine une diminution du rapport signal sur bruit par ∼√3, ce qui ne devrait pas gêner l’identification des raies d’émission, mais seulement jouer sur la qualité de l’exploitation (voir ci-dessous).

4.4.2 Détermination du redshift

La détermination précise du redshift se fait à travers l’identification d’au moins deux raies d’émission présentes sur le spectre. Sur le spectre de J1, une seule raie est très facilement identifiable au premier abord à λ=15436.6Å . Afin de déterminer la transition à l’origine de cette émission, nous allons envisager plusieurs hypothèses. Pour chaque hypothèse, nous allons donc attribuer un redshift hypothétique à la source, et regarder si d’autres raies sont présentes aux longueurs d’ondes estimées à partir de ce redshift. Les différentes hypothèses que nous allons tester sont portées dans le tableau 4.7. Compte-tenu de la (grande) valeur de la largeur équivalente de cette raie brillante (EW≈900Å ), il ne peut s’agir que de Lyα, Hα, [OII]3727 ou [OIII]5007. La raie semble asymétrique, suggérant ainsi l’identification de la raie

Raies λ Å Lyα 1215.67 HeII 1640.22 [OII] 3727.09 [OII] 3728.79 Hβ 4862.72 [OIII] 4960.30 [OIII] 5008.24 Hα 6564.61 [NII] 6583.46

Table 4.7 – Liste des principales raies en émission observables sur un spectre de galaxie

Figure 4.13 – Profiles des raies Lyα, [OIII] et Hα. (Haut) image 2D du spectre réduit. (Milieu-haut) Spectre 1D. (Milieu-Bas) Transmission de l’atmosphère (Bas) et signature des éléments OH de l’atmosphère.

comme étant Lyα mais aucune autre raie n’est trouvée si on fixe le redshift à 11.7. En supposant que la raie brillante observée sur le spectre de J1 est liée à l’oxygène ([OIII]λ5008.24Å ), on a pu identifier 4 autres raies supplémentaires suite à une inspection plus poussée : Lyα, Hβ, [OIII]λ4960.30 et Hα. On en déduit donc que le redshift de cette source est de z=2.08, rejetant définitivement l’hypothèse à très grand redshift privilégiée par les données photométriques. Afin de déterminer la nature de cet objet et ses principales caractéristiques, nous devons mesurer le flux dans chaque raie. C’est ici que le rapport signal-sur-bruit est important.