3.2 R´esultats individuels
3.2.11 Abell 2390
Abell 2390 est un amas de galaxies domin´e par une galaxie cD en son centre. Plusieurs arcs gravitationnels peuvent y ˆetre observ´es. Un chapelet de galaxies lu- mineuses s’´etend `a partir du centre vers le Nord-Ouest. Les arcs dans cette direction sont droits, ce qui pourrait laisser pr´esager d’une extension de la masse globale le long de ces galaxies. De nombreuses galaxies de luminosit´e interm´ediaire peuvent ˆetre observ´ees `a 3 minutes d’arc `a l’Est de l’amas. Les redshifts de 225 galaxies ont ´et´e mesur´es par Le Borgne et al. (1991) et Yee et al. (1996), correspondant `a une dispersion de vitesse corrig´ee encore ´elev´ee de 1686+223−161 km.s
−1
(Struble & Rood, 1999). Borgani et al. (1999), `a partir de leur propres observations (CNOC5) r´evisent
cette mˆeme dispersion `a 1262+89 −68 km.s
−1
. L’´etude des observations dans le domaine X (donn´ees du t´elescope Chandra) par Allen et al. (2001) r´ev`ele une ´elongation de l’´emission X suivant un axe NO-SE correspondant `a la contrepartie optique signal´ee plus haut.
Les profils de cisaillement, pr´esent´es sur la figure 3.31 semblent bruit´es mˆeme s’ils atteignent, dans les filtres R et I, jusqu’`a 12% d’intensit´e `a proximit´e du centre. L’ajustement de sph`eres isothermes `a ces profils ou par le logiciel McAdam ne permet pas de retrouver les dispersions de vitesse ´elev´ees mesur´ees par les autres auteurs : les valeurs sont ici comprises entre 670 et 770 km.s−1
«seulement », en bon accord entre les deux m´ethodes. Le principal arc gravitationnel observable dans ce syst`eme est situ´e `a 38 secondes d’arc du noyau de la galaxie cD alors que les dispersions de vitesses d´eduites ici correspondent `a un rayon d’Einstein d’une dizaine de secondes d’arc seulement. Les exposants fournis par l’ajustement d’une loi de puissance sont dans la gamme interm´ediaire pour le pr´esent ´echantillon : entre 0.5 et 0.8 suivant le filtre, donc un profil notablement plus plat que la sph`ere isotherme singuli`ere.
Les mod`eles NFW ajust´es sont plutˆot en d´esaccord d’un filtre `a l’autre : une concentration entre 1.6 et 4.2, pour un rayon r200 entre 1.1 et 1.8 h70
−1
Mpc. La masse M200 ainsi d´eduite, `a la vue de tous les couples de valeurs de la table 3.13,
prend une large gamme de valeurs entre 260 et 1090 1012
M . L’´etude X de Al- len et al. (2001) leur permet d’ajuster un mod`ele NFW de concentration 3.3 et de rayon r200 1.86 h70
−1
Mpc, conduisant `a une dispersion de vitesse ´equivalente de 1250 km.s−1.
Les reconstructions de masse produites par LensEnt2 pr´esentent toutes l’´elonga- tion NO-SE dans l’alignement des galaxies de l’amas. Contrairement `a d’autres amas de cet ´echantillon, les contours de masse d’Abell 2390 ne sont pas r´eguliers et circu- laires, ce qui conduit `a penser `a un ´etat non-relax´e de l’amas qui pourrait justifier les d´esaccords entre les diff´erentes m´ethodes. Les contours `a 200 h70M .pc−2 des
reconstructions dans les filtres R et I semblent pr´esenter une extension de l’amas en direction de l’Ouest et du Sud, avec des pics `a 5 minutes d’arc du centre. La distribu- tion des galaxies les plus brillantes de l’amas (Fig. 3.32) confortent ces conclusions
5
avec une distribution largement ´etendue, sur pr`es de 7 minutes d’arc, dans l’axe ONO-ESE.
Quelques autres d´etections consistantes apparaissent sur l’ensemble du champ dans plusieurs filtres simultan´ement, notamment `a 10 minutes d’arc `a l’Ouest (#1) o`u une structure apparaˆıt nettement en B (400 h70M .pc
−2
), et un peu moins en R (250 h70M .pc−2) et en I (255 h70M .pc−2). Elle semble correl´ee avec une sur-
densit´e en galaxies brillantes bien qu’aucun groupe ne se d´etache clairement. Une autre d´etection (#2) est visible au Nord-Est, `a la position (+1000,+700), et est visible dans les 3 filtres B, R et I avec un pic proche atteignant 330, 310 et 280 h70M .pc
−2
respectivement. A cette position on peut observer un groupe d’une di- zaine de galaxies ´eparses, dans un cercle de 1 minute d’arc de diam`etre, appartenant au catalogue des brillantes mais de faible magnitude (20 ou plus dans le filtre R).
La figure 3.33a pr´esente les profils de luminosit´e d’Abell 2390 dans les filtres B, R et I. Ils ont tous les trois un aspect tr`es similaire avec une croissance continue jusqu’`a une distance ´elev´ee (environ 2 rayons viriel, soit 3 m´egaparsecs), puis un net applatissement.
Les profils de masse sur luminosit´e d´eduits ont une allure semblable avec dans un premier temps un rapport faible vers le centre de l’amas : 110, 70 et 70 h70M /L
dans les filtres B, R et I respectivement `a 100 kiloparsecs du centre, puis une mont´ee rapide pour atteindre un plateau `a partir de 400 kiloparsecs `a des niveaux de 220, 130 et 130 h70M /L respectivement. Au-del`a, les profils, bien que l´eg`erement
descendants, sont consistants avec des rapports M/L constants : la croissance de la masse et de la luminosit´e sont parall`eles dans les r´egions externes de l’amas.
3.2. R ´ESULTATS INDIVIDUELS 169
Tab. 3.13: En haut : table des meilleurs ajustements des mod`eles de sph`ere isotherme (SIS), de loi de puissance (Pow) et NFW, pour les 3 images B, R et I de l’amas A2390. Le nombre entre parenth`eses dans la colonne du χ2indique le nombre de degr´es de libert´e pour le mod`ele consid´er´e.
(*) Le code n’a pas converg´e pour estimer les erreurs sur NFW pour le filtre B. En bas : table des propri´et´es (moyennes et dispersions autour de la moyenne) des tirages MCMC issus de McAdam pour l’ajustement des mod`eles de SIS et NFW aux d´eformations des galaxies faibles de A2390. Les donn´ees du filtre B sont trop bruit´ees pour permettre `a McAdam de converger pour le mod`ele NFW.
Profils de cisaillement
SIS σ1D(km s−1) θE(00) χ2 B 671 ± 222 9.2 ± 6.1 1.133 (1) R 774 ± 92 12.5 ± 3.0 2.270 (1) I 730 ± 109 10.7 ± 3.2 0.928 (1) Pow q θE(00) χ2 B 0.51 ± 0.10 1.85 ± 1.51 0.716 (2) R 0.60 ± 0.06 4.63 ± 0.73 0.578 (2) I 0.77 ± 0.14 6.62 ± 0.30 0.577 (2) NFW c r200(h70 −1 Mpc) M200(1012M ) θE( 00 ) χ2 B(∗) 1.64 1.58 814 0.01 0.608 (2) R 1.79+0.63−0.03 1.75 +0.26 −0.33 1088 +461 −515 0.04 +0.21 −0.02 0.836 (2) I 2.95+0.90−0.36 1.48 +0.32 −0.33 623 +496 −341 0.24 +0.19 −0.06 0.504 (2)McAdam
SIS σ1D(km s −1 ) θE( 00 ) B 680 ± 103 9.5 ± 2.8 R 763 ± 38 12.2 ± 1.2 I 764 ± 42 11.7 ± 1.3 NFW c r200(h70 −1 Mpc) M200(1012M ) θE( 00 ) B – – – – R 1.62 ± 0.62 1.21 ± 0.11 368 ± 63 0.00 I 4.17 ± 1.99 1.13 ± 0.13 264 ± 67 0.27+2.37−0.27Fig. 3.31: Profils de cisaillement pour les 3 images B, R et I de l’amas A2390. Une s´erie de points d´ecorrel´es avec ses barres d’erreur est indiqu´ee pour le profil R. La largeur de couronne utilis´ee ici est de 768 pixels (15800
). Les traits verticaux d´elimitent les r´egions respectives conserv´ees pour l’ajustement des mod`eles.
Fig. 3.32: Reconstructions LensEnt2 pour les filtres B, R et I de l’amas A2390. Le niveau de noir (resp. blanc) est au 3/4 du maximum de la reconstruction consid´er´ee (resp. `a 200 h70M .pc−2).
Les contours sont espac´es de 150 h70M .pc−2 en commen¸cant `a 250 h70M .pc−2. Le mod`ele de
masse utilis´e ici est gaussien avec une ICF de 16000
. En bas `a droite : carte de densit´e num´erique des galaxies du catalogue des brillantes, avec des contours commen¸cant `a 6 arcmin−2 et incr´ement´es
3.2. R ´ESULTATS INDIVIDUELS 171
Fig. 3.33: En haut : profil de masse pour le mod`ele NFW ajust´e sur le profil de cisaillement calcul´e sur le catalogue combin´e de galaxies faibles (c = 2.17, r200 = 1.52 Mpc), et profils de luminosit´e
(corrig´es du fond) en B, R et I pour les galaxies brillantes, pour A2390. La r´egion gris´ee indique l’erreur sur le profil de masse NFW. En bas : profils de masse sur luminosit´e associ´es.