Spectroscopie à haute résolution (spatiale) d arcs gravitationnels à z > 3 avec MUSE

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Flavie Simoneau
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1 Spectroscopie à haute résolution (spatiale) d arcs gravitationnels à z > 3 avec MUSE Johan Richard (Durham) avec Mark Swinbank (Durham), Fabrice Lamareille (LATT) Motivation Résultats récents sur des arcs très amplifiés Science avec MUSE et les télescopes gravitationnels

2 Motivation Etude de l assemblage des galaxies à z > 3: tester la formation stellaire précoce des galaxies massives à z = 1 2 Les propriétés internes de ces galaxies, comme leur état dynamique ou la distribution des régions de formation stellaire, sont des tests importants pour les modèles de formation de galaxies. En particulier, l analyse de la dynamique des galaxies à grand z permet de distinguer des champs de vitesse chaotiques ou bien ordonnés, selon la maturité des systèmes.

3 Apport du domaine visible à z > 3 La spectroscopie visible couvre le domaine ultraviolet au repos, permettant de mesurer principalement: Les propriétés de l émission ou absorption Lyman-α, la présence d outflows La métallicité à partir des raies interstellaires comme SiII 1526 Å, FeII 1608 Å, AlII 1670 Å et SiII 1808 Å, ou de la raie stellaire CIV La dynamique de ces mêmes raies, si la galaxie est résolue spatialement La pente du continuum spectral UV (lié au rougissement et/ou à la métallicité)

Galaxies Lyman-Break Les instruments à optique

4 Galaxies Lyman-Break Les instruments à optique adaptative sur les 10 m (SINFONI, OSIRIS) apportent un gain énorme en résolution spatiale (< 0.2 arcsec) échelles 1 kpc (Genzel06, Forster-Schreiber06, Law07). Les petits systèmes sont encore mal résolus... et encore moins dans le visible ( arcsec) et/ou à très grand z

5 Amplification Gravitationnelle L ajout d un amas de galaxies massif comme télescope gravitationnel va avoir un effet sur les images des sources d arrière-plan: Sources non résolues: augmente le flux total par le facteur d amplification. Permet de détecter des objets intrinsèquement plus faibles (comme les émetteurs Ly-alpha à très grand z, cf. présentation de Roser) Sources résolues: augmente la taille angulaire par le facteur d amplification (conservation de la brillance de surface) Flux total augmenté par x10-30 au centre des amas Résolution dans le plan source pc Les données peuvent être intégrées avec une résolution adaptée au rapport signal-sur-bruit

6 Historique: CB58 et nouveaux exemples CB58: première LBG très fortement amplifiée Yee et al. (1996) Depuis 2006: découverte de nouveaux systèmes: 8 o clock arc (Allam et al. 07) Sextet arc (Frye et al. 07) Cosmic Eye (Smail et al. 07)

RCS0224: un arc à z=5 avec VIMOS + SINFONI Swinbank et al. 2007 z=4.

7 RCS0224: un arc à z=5 avec VIMOS + SINFONI Swinbank et al z=4.88, amplification 16 ( 3 magnitudes), taille 15 arcsecs Mesure de la dynamique avec VIMOS (Lyα, SiII) et SINFONI ([OII]) Pas d optique adaptative. Seeing VIMOS: 0.8. Seeing SINFONI: 0.6

8 Interprétation Lyα plus étendue et décalée en vitesse de +200 ± 40 km s 1 par rapport au gaz ([OII]) raies d aborption UV décalées de -400±100 km s 1 suggère la présence de supervents liés à la formation stellaire

MS1358 Swinbank, Webb, Richard et al. 2009, à soumettre Comparaison de dynamique entre [OII], Lyα et SiII Célèbre arc à z=4.92 découvert par Franx et al. (1997) L* LBG, amplifiée par 12.

9 MS1358 Swinbank, Webb, Richard et al. 2009, à soumettre Comparaison de dynamique entre [OII], Lyα et SiII Célèbre arc à z=4.92 découvert par Franx et al. (1997) L* LBG, amplifiée par 12. SFR=40 M /an Observations NIFS-IFU de [OII] et spectroscopie en fente longue dans le visible. Les mesures de dynamique montrent un résultat similaire à l interprétation de RCS0224 Morphologie: montre des régions individuelles de formation stellaire

très amplifiés. 2. Mesure du redshift de ces arcs (LRIS/Keck, FORS/VLT) 3.

10 Echantillons actuels 1. Observation d amas lentilles connus ou susceptibles de produire une forte amplification avec HST, identification d arcs très amplifiés. 2. Mesure du redshift de ces arcs (LRIS/Keck, FORS/VLT) 3. Mesure du flux des raies en émission dans le proche infrarouge des arcs à z 2 5 ([OII], Hbeta, [OIII], Halpha), avec NIRSPEC 4. Observation des raies intenses avec SINFONI/VLT, OSIRIS/Keck 5. Reconstruction de la source sous-jacente à l aide du modèle d amplification

Observations complémentaires Distribution spectrale en énergie résolue: images Hubble (ACS/WFPC2 et NICMOS) multi-bandes Distribution spectrale en énergie non-résolue:

11 Observations complémentaires Distribution spectrale en énergie résolue: images Hubble (ACS/WFPC2 et NICMOS) multi-bandes Distribution spectrale en énergie non-résolue: images Spitzer Gaz moléculaire: détections de CO (3-2) ou CO(1-0) dans > 5 objets Spectroscopie visible profonde en fente longue: mesure de f esc et modélisation Ly-α (non résolue)

12 Distribution Spectrale en Energie

Situation actuelle / programmes en cours 50 amas massifs bien modélisés, utilisables pour ces programmes 20 arcs spectaculaires (étendus de 10 à 20 arcsec le long d une direction) à z> 3 Programme en

13 Situation actuelle / programmes en cours 50 amas massifs bien modélisés, utilisables pour ces programmes 20 arcs spectaculaires (étendus de 10 à 20 arcsec le long d une direction) à z> 3 Programme en cours d observations IFU en proche-infrarouge (OSIRIS et SINFONI). Préparation d un sondage d amas avec KMOS Programme WFC3 accepté pour des images complémentaires en J et H sur 10 amas (SED résolue) Programme IRAC accepté en mission non-cryogénique pour les 50 amas

14 Utilisation de MUSE sur un amas Abell 1703 (Richard et al. 2009) Champ de vue: 1 arcmin x 1 arcmin assez adapté à la région d images multiples 50% des amas ont un arc très étendu Images multiples (sources d arrièreplan): 5 à 10 systèmes à 1 < z < 7 actuellement connus pour chaque amas, réparties en 15 à 30 images Galaxies d amas: 0.2 < z < 0.6

15 MUSE sur un amas: quelle science? (1) Comparaison entre la dynamique du gaz (proche-infrarouge) et celle des raies interstellaires, pour les arcs les plus spectaculaires (très étendus) Modélisation de l émission / absorption Lyman-alpha à grand rapport signal-sur-bruit (cf. présentation d Anne) Pour les autres objets d arrière plan (arcs et images multiples, de taille plus petite), mesures de métallicité, pente du continuum UV, décalage spectral différent du proche infrarouge sur un grand nombre d objets Couverture de la ligne critique à très grand redshift: émetteurs Lyman-alpha (présentation de Roser)

16 MUSE sur un amas: quelle science? (2) Exploitation complémentaire du même champ d amas pour mesurer la distribution de masse de l amas par effet de lentille forte: Mesure directe du décalage spectral d images multiples Découverte de nouvelles images multiples à fortes raies en émission Dynamique des galaxies elliptiques d amas par les raies d absorption: mesure précise de la distribution de masse dans les sous-structures de l amas plutot que d utiliser des relations d échelle Distribution de masse: amas + galaxies d amas

17 1 Motivation 2 Apport du domaine visible à z > 3 3 Galaxies Lyman-Break 4 Amplification Gravitationnelle 5 Historique: CB58 et nouveaux exemples 6 RCS0224: un arc à z=5 avec VIMOS + SINFONI 7 Interprétation 8 MS Echantillons actuels 10 Observations complémentaires 11 Distribution Spectrale en Energie 12 Situation actuelle / programmes en cours 13 Utilisation de MUSE sur un amas 14 MUSE sur un amas: quelle science? (1) 15 MUSE sur un amas: quelle science? (2) 16 Table of Contents

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