Les Coeurs en Contre-Rotation

Les Coeurs en Contre-Rotation

ngc 4621

Cette galaxie lenticulaire est l’objet ayant déclenché l’étude présentée dans cette thèse. En effet, des observations oasis de janvier 2000, réalisées avec l’optique adaptative PUEO (Rigaut et al. 1998) du télescope cfht ont révélé l’existence d’un coeur en contre-rotation d’une taille de 60 pc, confirmé par des données stis non publiées (à ce moment de l’étude). La petite taille de cette structure, qui représente a priori une fraction infime de la masse totale de la galaxie pose de nouvelles question quant à l’origine des cdc. Peut-on trouver des points communs cinématiques ou dynamiques entre des objets de tailles différentes? Si tous les cdc sont le fruit d’une fusion de galaxies, quelle est le rapport de masse impliqué dans l’interaction ? Peut-on trouver des caractéristiques dynamiques d’un cdc de manière à contraindre les simulations numériques de fusions? De manière à obtenir des élémets de réponses à ces questions, nous avons collecté de nombreuses données sur cette galaxie et effectué des modélisations dynamiques poussées afin d’étudier le statut du ccr de ngc 4621, et de le comparer aux autres galaxies. Nous avons élaboré une stratégie permettant d’extraire la signature du cdc et donc d’en tirer des conclusions physiques, dans le but ultime de réaliser des statistiques sur l’échantillon total de cdc. Des données sauron ont été acquises pour permettre une couverture spatiale plus étendue de cet objet, ainsi que pour étudier ses populations stellaires via les profondeurs de raies. En outre, étant donné les problèmes rencontrés lors de la réduction des données oasis avec optique adaptative, et du domaine spectral trop réduit interdisant l’étude des profondeurs de raies utiles, nous avons réobservé la galaxie avec oasis en Mars 2002 sans PUEO. Finalement, des images wfpc2 du télescope spatial ont été utilisées, ainsi qu’une image grand-champ. 1. Introduction ngc 4621 est une galaxie lenticulaire (S0) située dans l’amas voisin de la Vierge, à 18.3 Mpc (Tonry et al. 2001). Sa brillance de surface apparente intégrée est relativement élevée (MV = 9,6). Elle est classifiée comme ayant une partie centrale en loi de puissance (de type “cusp”, selon la classification du groupe nuker), avec une pente inhabituellement élevée (γ = 2.03, Gebhardt et al. 1996), ce qui convient bien au suivi pour l’optique adaptative. +  ( CHAP. II ngc 4621 Fig. II.1: Rapport s/n du cube de ngc 4621, avant (cercles) et après (carrés) moyennage, le long du grand axe de la galaxie. 2. ngc 4621 avec oasis en optique adaptative 

Les données oasis 

Observation et Réduction

Ces données ont été collectées en Janvier 2000, l’instrument étant monté sur le foyer f/20 (PUEO) du cfht. Elles concernent le mode spectral MR3 de l’instrument (8346-9152 ˚A, triplet du Ca, résolution : σ = 70 km.s −1 ) avec un échantillonage spatial de 0, 0016. Nous avons réduit 10 poses de 30 mn chacune, deux d’entre elles ayant été abandonnées, suite à la perte de suivi de l’optique adaptative. Le champ couvre 4 00 × 6 00 (350 × 530 pc). Nous avons joint les huit cubes utilisables en les recentrant les uns par rapport aux autres, en superposant de la manière la plus précise que possible les isophotes de chaque cube. Nous avons calculé un modèle de la fep du cube des données (jointure des 8 cubes), en utilisant l’algorithme fitPSF3D (c.f. § 2.1.) : la largeur à mi-hauteur (lmh) est de 0, 0051. 

Estimation des erreurs

Nous avons calculé une estimation du s/n, ce dernier n’étant pas présent dans le cube lors de l’extraction. Nous avons sélectionné un certain nombre de domaines spectraux vierges de raies d’absorption, pour lesquels nous avons mesuré la variance standard, et nous avons divisé celle-ci par le niveau moyen pour obtenir le s/n. Etant donné la faible valeur de ce dernier (20 à 100 et 10 à 200sur le grand axe), nous avons décidé de moyenner les spectres présentant une qualité moindre afin d’harmoniser le s/n sur le champ. La figure II.1 représente le s/n selon les grand et petit axes de la galaxie, avant et après moyennage. Nous avons utilisé une moyenne pondérée par une gaussienne de largeur variable, de manière à ne pas détériorer la qualité des données centrales. La figure II.3 représente la lmh de la gaussienne le long du champ par des cercles en gras. Finalement, les barres d’erreur sur les grandeurs cinématiques ont été calculées à l’aide de l’algorithme décrit au § 2.4.. +  ( 2. ngc 4621 avec oasis en optique adaptative 2.1.3. Cinématique Nous avons utilisé la méthode fcq décrite au §2.3., pour extraire les pvlv du cube joint. Nous avons utilisé une seule étoile de référence cinématique, hd 073665, qui est de type G8III pour la réduction finale. Nous avons effectué quelques tests avec d’autres étoiles, ainsi qu’en variant les paramètres de soustraction du continu des spectres (degré polynomial, paramètres de réjection etc.), de manière à tester la stabilité des valeurs cinématiques, et donc à réduire le “template mismatching”. Finalement, nous avons ajusté une fonction gaussienne sur les pvlv pour extraire les champs de vitesse moyenne et de dispersion des vitesses. 

Données Photométriques supplémentaires

L’obtention de données photométriques à la fois à grand champ et à haute résolution spatiale est nécessaire, dans ce cas précis, pour les raisons suivantes : la photométrie hr est nécessaire à la compréhension de la dynamique centrale de la galaxie, les données oasis ayant un échantillonage spatial de 0, 0016. Ainsi, comme pour de nombreuses études, une combinaison de données hst avec une image grand champ d’un télescope terrestre est idéale. De cette manière on peut déprojeter le profil de lumière de la galaxie en utilisant la combinaison des deux types de données, afin d’obtenir un modèle de distribution de masse tri-dimensionnel comprenant toute la masse de la galaxie. Nous avons utilisé une image de 120 × 100 en bande V de ngc 4621, prise au télescope de 2 m de l’ohp. Le seeing est de σ = 1.27. Ces données nous ont été fournies par R. Michard (Idiart et al. 2002). Pour la partie centrale, nous avons utilisé des données publiques du télescope spatial du stsci. Il s’agit de données de la caméra planétaire wfpc2 (Faber et al. 1997, filtres f555w et f814w). Les temps de pose totaux sont 330 s et 230 s respectivement pour f555w et f814w (trois poses chacun). Nous avons combiné les trois images de chaque filtre en utilisant la procédure imcombine de iraf, avec l’option de réjection des cosmiques. Nous avons utilisé la calibration photométrique basée sur le standard vegamag (Whitmore 2002), et nous avons utilisé le logiciel tinytim (Krist & Hook 2001), qui calcule une fep théorique en simulant le trajet d’un spectre d’étoile à travers l’optique du télescope spatial. Pour ajuster les niveaux de lumière de l’image ohp, nous avons modélisé la fep de celle-ci en ajustant une somme de deux gaussiennes concentriques sur la distribution d’une étoile non saturée du champ. Ensuite, nous avons convolué l’image hr par cette fep, et ajusté le niveau de l’image ohp dessus, en y ajoutant une constante

Données cinématiques supplémentaires

Le champ oasis étant très restreint, nous avons utilisé des données cinématiques issues d’observations longue-fente. Il s’agit de données de Bender et al. (1994, par la suite bsg94 ), prises au télescope de 3.5 m de Calar Alto, Espagne. Le domaine spectral est 4650-5550 ˚A, le seeing de 1, 008. Les mesures ont été prises sur les grand et petit axes de la galaxie, pour des temps de pose de 1h30 et 2h, et des résolutions de 70 km.s −1 et 45 km.s −1 respectivement. Les fentes s’étendent jusqu’à 4000 ce qui correspond environ à 3 kpc. Les données comprennent la vitesse moyenne V, la dispersion des vitesses σ et les deux moments d’ordre supérieur h3 et h4., et nous ont été fournies par R. Bender. Finalement, nous avons utilisé des données stis du télescope spatial (PI Green, ID #8018), qui nous permettront d’obtenir une résolution spatiale supérieure. Les spectres concernent +  ( CHAP. II ngc 4621 Fig. II.2: Homogénéisation des jeux de données : champ de vitesse de ngc 4621 : sauron et oasis superposés le grand axe de ngc 4621, et le domaine spectral autour du triplet du calcium (g750m). Le temps de pose total est de 72 mn pour deux poses. La largeur de la fente est de 0, 001. Nous avons récupéré ces dernières via le pipeline calstis (Hodge et al. 1998) du stsci, ainsi que des poses de champ plat, de manière à corriger le “fringing”, qui est critique dans ces longueurs d’onde (procédure mkfringeflat/defringe dans iraf, Goudfrooij & Christensen 1998). Nous avons également réduit 5 poses de l’étoile K0III hr 7615 (Green, #7566), qui nous a servi d’étoile de référence cinématique. Nous avons utilisé un algorithme de réjection des cosmiques de iraf sur les deux poses individuelles de ngc 4621. Concernant l’extraction des parmètres cinématiques, nous avons utilisé la même méthode que pour le cube oasis, à savoir la méthode fcq, décrite au § 2.3.. Cependant, le s/n étant relativement faible dans les parties extérieures de la galaxie, nous avons effectué une moyenne pondérée des spectres voisins, de manière à obtenir un s/n plus homogène le long de la fente. Ensuite, nous avons ajusté une gaussienne sur les pvlv, de manière à extraire les paramètres V et σ. 

Homogénéisation des jeux de données

Le premier problème qui se pose lors de l’utilisation de données provenant de sources diverses est qu’il faut homogénéiser celles-ci de manière à pouvoir comparer des choses comparables. Les problèmes liés aux conditions d’observation (transparence atmosphérique, turbulences), ne peuvent en général être éliminés que partiellement, par exemple en connaissant la fep instrumentale. Les problèmes rencontrés ici sont d’ordre géométrique (centrage et rotation des différentes données les unes par rapport aux autres) et liées à la photométrie (fep différentes, et calibration en flux). Le centrage peut paraˆıtre un détail, mais nous verrons par la suite qu’il s’avèrera être d’une importance capitale dans le cas de ngc 4621 et à la résolution à laquelle nous travaillons. +  ( 2. ngc 4621 avec oasis en optique adaptative Nous avons choisi de prendre naturellement comme référence les données qui ont la résolution spatiale la plus élevée : les images hst (pixel de 0, 0004555). Nous avons centré et tourné celles-ci de manière à ce que le grand-axe de la galaxie soit horizontal, et de manière à ce que les contours isophotaux soient centrés en (0,0) a . Nous avons effectué cette procédure avec une grande précision, en minimisant la variance standard de l’image obtenue par soustraction de l’image recentrée et retournée, par son symétrique par rapport à l’axe y. La précision obtenue est de 0, 0001 et 0.2 deg. L’ajustement des cubes oasis est simple en pratique et se fait en utilisant la procédure fitPSF3D, décrite au § 2.1.. Nous avons appliqué l’algorithme au cube final, en utilisant comme image hr l’image hst f814w qui a été recentrée et tournée correctement suivant la description du paragraphe précédent. Non seulement obtient-on de cette manière la représentation gaussienne de la fep du cube, mais également son centrage et sa rotation par rapport à l’image hr. Le centrage des poses stis est légèrement plus délicate : nous avons calculé l’angle de rotation entre la fente stis et l’image wfpc2 f814w recentrée, de manière à simuler une fente sur l’image wfpc2 et à obtenir la représentation du profil de lumière le long de la fente. Cet angle est déterminé par des mots clés dans les descripteurs des images. En corrigeant par les deux fep respectives, nous avons superposé le profil de lumière résultant, et le profil résultant des images stis sommées sur tout leur spectre. Le centrage se fait ensuite manuellement, en décalant les poses stis avec la valeur idéale.

oasis

Les champs de vitesse et de dispersion sont représentés sur la Figure II.3. La conclusion immédiate qui découle de cette cinématique est l’existence d’un ccr de taille très réduite au sein de ngc 4621. En effet, le champ de vitesse et en particulier la coupe de celui-ci le long du grand axe de la galaxie montre très clairement une inversion de la vitesse à 0, 008, ce qui correspond à 70 pc. Si l’on regarde le Tableau (ii), l’on s’aper¸coit qu’il s’agit de loin le plus petit cdc jamais observé, avec l’exception de M31, qui possède une structure découplée en co-rotation de 3 pc. En analysant de plus près le tracé de la courbe de vitesse nulle (cvn, en gras sur la figure II.3), on s’aper¸coit que le centre de celle-ci est légèrement décalé par rapport à l’origine (0, 002 vers le SE). Cependant, la qualité des donnée ne permet pas de mesurer l’angle Ψ entre l’axe de rotation principal et celui du coeur. L’amplitude maximale de vitesse du ccr est de 35 km.s −1 , et la dispersion des vitesses maximale de 330 km.s −1 . Nous avons ensuite utilisé la procédure fit/ell3 de midas pour ajuster une somme d’ellipses de rapport d’axes b/a variable sur le profil de dispersion, ainsi que sur le profil de lumière en f814w corrigé par la fep d’oasis sur le même champ. Nous avons représenté sur la figure II.4 les profils d’ellipticité e = 1 − b/a le long du grand axe. Il apparaˆıt clairement que le profil de la dispersion des vitesses est plus aplati à partir de 1, 002, avec une ellipticité de 0.43 à 2, 002 contre 0.36 pour l’image hst. Ceci pourrait être expliqué par l’existence d’un disque en contre-rotation qui s’étendrait au-delà du coeur visible sur le champ de vitesse.