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Spectrophotométrie de la Croix d'Einstein
dans le Proche Infrarouge

Daniel Nadeau, René Racine and, René Doyon

Observatoire du Mont Mégantic et Département de physique, Université de Montréal,
C.P. 6128, Succ. Centre-ville, Montréal, QC, Canada H3C 3J7
Courrier: nadeaud@ere.umontreal.ca, racine@astro.umontreal.ca, doyon@astro.umontreal.ca

Abstract:

Nous présentons des images spectrophotométriques ( $\lambda/\Delta\lambda=60$ ) de la Croix d'Einstein, obtenues au TCFH en 1992, 1993 et 1994 avec la caméra infrarouge MONICA dans le domaine $1700<\lambda({\rm nm})<2400$ .

Introduction

Les lentilles gravitationnelles permettent de sonder tant les lentilles elles-mêmes que les sources réimagées. Ceci est particulièrement intéressant pour l'étude des différentes sources d'émission, continue ou en raies étroites ou larges, dans les quasars.

Le système de lentille gravitationnelle Q2237+0305, qui produit quatre images bien distinctes d'un quasar à z=1.695, possède comme caractéristiques uniques parmi les systèmes connus, que la galaxie-lentille est dix fois plus près de nous que le quasar, et les rayons défléchis vers l'observateur par le potentiel global de la lentille passent à travers la population dense du bulbe de la galaxie, où la probabilité de micro-amplification par des étoiles individuelles est élevée.

Observations

Q2237+0305 a été observé au foyer f/8 du TCFH en 1992, 1993 et 1994, avec la caméra infrarouge MONICA (Nadeau et al. 1994). MONICA utilise un détecteur HgCdTe de format 256 $\times$ 256 pixels, sensible entre 0.8 $\mu$ m et 2.5 $\mu$ m. Les observations ont été faites à travers des filtres circulaires variables (CVF) pour les bandes H et K, ayant une résolution effective $\lambda/\Delta\lambda\simeq60$ . Les observations de 1992 et 1994 ont couvert un intervalle de longueurs d'onde centré sur la raie H $\alpha$ du quasar, décalée dans la bande H. Les observations de 1993 ont couvert un intervalle allant de 1.8 $\mu$ m à 2.4 $\mu$ m. Le seeing était compris entre 0.5'' et 0.7'' pour l'ensemble des données utilisées dans cette étude.

Le Profil de la Raie H $\alpha$

Après soustraction d'un modèle de la galaxie (Racine 1991), une fonction d'étalement a été obtenue en combinant les composantes A et B du quasar, ainsi que l'étoile de comparaison. Les algorithmes de DAOPHOT ont ensuite été utilisés pour ajuster et soustraire cette fonction des quatre composantes du quasar et de l'étoile de comparaison, dans chaque image spectrale, jusqu'à ce qu'un fond uniforme soit obtenu. Cette méthode permet d'éliminer les effets des variations du seeing, de la transparence de l'atmosphère et de la réponse instrumentale. Le rapport entre l'émission continue du quasar et celle de l'étoile de comparaison est obtenu à partir des données en bande K de 1993, et le continu est soustrait à chaque longueur d'onde de façon à obtenir l'émission dans la raie H $\alpha$ .

**Figure 1:** Profils de la raie H $\alpha$ . Les observations de 1992 sont représentées par des points et une ligne continue. Les observations de 1994 sont représentées par des croix et une ligne hachurée.
$\begin{figure} \centerline{ \psfig {figure=nadeau_fig1.ps,width=3.2in} } \vskip 0.1in\end{figure}$

Le profil de la raie H $\alpha$ , présenté à la figure 1, est similaire à celui obtenu pour la raie CIII] par De Robertis et Yee (1988), lorsqu'on tient compte de la différence de résolution spectrale. La largeur à la base de la raie H $\alpha$ est $\sim$ 20 000 km s^-1. Les différences observées dans les ailes de la raie entre les données de 1992 et celles de 1994 pourraient refléter une éjection sporadique de matière par le quasar.

À la Recherche de la Cinquième Composante

Les modèles de lentilles gravitationnelles prédisent la présence d'une cinquième composante lorsque la distribution de masse de la lentille ne comporte pas une singularité mais plutôt un coeur de rayon fini à l'intérieur duquel la densité de colonne est constante. La brillance de cette composante dépend du rayon du coeur. La mesure de cette cinquième composante pourrait donc fournir des renseignements uniques sur la distribution de masse dans le coeur de la galaxie.

L'observation de la raie H $\alpha$ est propice à la détection de cette cinquième composante car le quasar est relativement plus brillant que la galaxie dans cette raie et l'extinction est beaucoup plus faible dans l'infrarouge que dans le visible (Racine 1991). Pour tenter de détecter cette composante, une image H $\alpha$ a été créée en combinant toutes les images obtenues dans l'intervalle 1.74 $\mu$ m $<\lambda<$ 1.79 $\mu$ m, et une image du continu a été créée en combinant les images obtenues hors de cet intervalle. Les images résultantes furent convoluées par des gaussiennes pour obtenir la même fonction d'étalement, puis l'image du continu fut ajustée jusqu'à ce qu'une soustraction parfaite de l'étoile de comparaison soit obtenue (figure 2b). La soustraction d'une fonction d'étalement des 4 composantes brillantes du quasar a donné l'image résiduelle présentée à la figure 2c). Cette image est 2.5 mag plus faible que l'image A, ce qui est consistant avec le résultat de Racine (1991) qui obtient une différence de 4.5 mag en I, lorsqu'on tient compte de l'extinction estimée au centre de la galaxie. La brillance observée de la cinquième composante serait ainsi nettement plus élevée que celle prédite par les modèles de cette lentille.