Bref historique des mesures de l’effet SZ

Il existe trois types d’instruments principaux sensibles aux effets SZ. La revue de Birkinshaw (1999) les étudie et en donne les avantages respectifs. Ces trois techniques sont :

Des mesures avec des satellites radios : Ce sont des satellites comme Planck et WMAP. Ils observent en général dans plusieurs longueurs d’onde et sont des satellites tout le ciel. Ils ont comme inconvénient d’être limité en terme de résolution.

Des expériences bolométriques au sol : Elles peuvent, elles aussi, observer dans plu-sieurs longueurs d’onde. Elles ont, en général, de plus petits champs avec une meilleure résolution comparée au satellite. Mais elles souffrent de la contamination par l’at-mosphère.

Des interféromètres au sol : Leur architecture impose une longueur d’onde d’observa-tion fixe. Ils ont, eux aussi, un plus petit champ et de meilleurs résolud’observa-tions. Ils ont comme avantage d’être peu sensibles aux émissions atmosphériques.

C’est grâce à ces trois types qu’a pu être écrite l’histoire des mesures SZ.

Les premières mesures de l’effet SZ datent du milieu des années 1970 (par exemple Pariysky (1973); Gull & Northover (1976)). Néanmoins les mesures significatives les plus anciennes de l’effet SZT datent de 1983 et ont été effectuées par des chercheurs du groupe de radioastronomie de Cambridge et de l’Owens Valley Radio Observatory (OVRO). Suite à ces premières séries, d’autres ont suivi : DIABOLO, BIMA, SuZie, CBI et Ryle. Ces premiers instruments ont eu pour but de détecter le signal SZ d’amas déjà connu en X. Des premières cartes d’effet SZ ont ainsi pu être obtenues, celles-ci ne regroupant à l’époque qu’une dizaine d’amas. Ces expériences ont également permis d’obtenir les premiers spectres précurseurs à la séparation du SZ thermique et du SZ cinétique. Une revue complète de ces premiers résultats est disponible (voir Carlstrom et al. (2001)).

Une seconde génération d’instruments actuellement en service a réalisé des sondages plus profonds sur une petite fraction du ciel :

Des interféromètres au sol : AMI, SZA AMIBA,

Des expériences bolométriques au sol : ACBAR, Bolocam, APEX.

Cette seconde génération d’instruments a permis, non seulement d’étendre encore nos connaissances sur le SZT, mais a surtout permis de faire des suivis d’amas connus en X. Par ailleurs, ils n’ont pas permis de faire des détections à l’aveugle avérées d’amas de galaxies. On parle de détection à l’aveugle quand les amas sont détectés par l’effet SZT sans avoir, au préalable, été détectés en X. En plus de ces expériences au sol, le satellite WMAP, s’il est de résolution trop faible pour pouvoir permettre la détection en aveugle, a lui aussi permis l’étude d’amas connus en X par l’effet SZT.

La troisième génération d’instruments capables de détecter le SZ se retrouve dans les expériences au sol ACT et SPT et le satellite Planck. Ces dernières expériences ont per-mis de faire de nombreuses et premières découvertes à l’aveugle, créant même ainsi des catalogues d’amas issus de la détection en SZ (voir 3.4.3), mais également de donner des

2.5. Bref historique des mesures de l’effet SZ ⁶⁵ contraintes sur les paramètres cosmologiques, comme nous l’avons vu dans la partie1.4.5. Outre ces contraintes cosmologiques, cette dernière génération a permis également d’étu-dier un grand nombre de phénomènes liés à la physique des amas, que ce soit au niveau de la formation des structures qu’au niveau de la physique interne du gaz intra-amas, des facteurs d’échelle et du lien avec les mesures X. Nous décrirons dans la partie suivante le satellite Planck et ses particularités de conception qui en font un outil particulièrement adapté à la détection de l’effet SZT, mais aussi à l’étude de l’effet SZC.

L’étude de l’effet SZC, plus faible que l’effet SZT, n’a réellement commencé que re-lativement récemment. Les premiers essais de mesure des vitesses d’amas de galaxies ont été faits à la fin des années 1990 par Holzapfel et al. (1997) sur l’instrument SuZIe. A l’époque, ils ont mesuré la vitesse de deux amas issues du catalogue Abell :

v(Abell1689) = 170⁺⁷⁶⁰₋₅₇₀ km.s⁻1 (2.73)

v(Abell2163) = 490⁺⁹¹⁰₋₇₃₀ km.s⁻1. (2.74) La barre d’erreurs sur ces vitesses est encore trop grande pour parler à vrai dire de mesure. Néanmoins, ce fut un premier pas. Par la suite, il a été clamé à plusieurs reprises une première détection de l’effet SZC. En particulier, on peut citer le groupe de Kashlinsky et al. (2010) qui, en étudiant le dipôle d’amas de galaxies, a fait une mesure de ce dernier à plusieurs sigmas. Néanmoins, cette étude est remise en cause, en particulier parce qu’elle va à l’encontre du principe cosmologique. Très récemment, le groupe ACT a étudié les paires de halos de galaxies (Hand et al. (2012)), technique qui peut potentiellement permettre la première mesure de l’effet SZC. Une partie de la présente thèse consiste d’ailleurs à reproduire l’étude, mais en utilisant les données Planck. Ce groupe a utilisé les cartes du ciel à haute résolution mesurées par le télescope ACT. Pour étudier le moment moyen des paires, ils utilisent un catalogue issu de l’expérience BOSS/SDSS. Ce catalogue compte environ 27000 amas, une fois pris en compte le recouvrement avec la zone d’observation de ACT. On rappelle que ACT est une expérience au sol et couvre une zone de 3^◦ de largeur sur 110^◦ de longueur. À partir de ces données est calculé le moment cinétique des paires pour des bins de distance allant de 0 à 150 Mpc. Les mesures obtenues sont présentées dans la figure 2.7. Par ailleurs, les points de mesure semblent être significativement en dessous de zéro avec un ∆χ² = 23 pour 15 degrés de liberté. Ce résultat constituerait une des premières mesures de l’effet SZ cinétique. Néanmoins, plusieurs points peuvent être discutés, en particulier le mode de calcul du modèle d’ajustement. En effet, si cet ajustement provient de simulations, son niveau est mis artificiellement pour correspondre au point, remettant de fait en cause le calcul du χ2. Cependant, la différence entre les points de mesure et le test aléatoire semble être significative (voir figure 2.7). Nous reprendrons l’ensemble de cette étude dans le chapitre 6. Nous verrons que nos résultats sont en accord avec ceux obtenus dans cet article.

Le tableau 2.1 donne des références et la traduction des acronymes pour toutes ces expériences.

Figure 2.7 – En haut, le moment moyen des paires obtenu par Hand et al. sur les 5000 halos les plus lumineux issus du catalogue BOSS DR9 avec des erreurs "bootstrap". La ligne solide est dérivée des simulations numériques SZC avec une coupe en masse des halos à M₂₀₀= 4.1 × 10¹³M. En bas, le moment moyen calculé sur des positions aléatoires ; le signal est compatible avec zéro.

Instruments Nom Complet Article de référence

OVRO Owens Valley Radio Observatory Richards et al. (2011)

Diabolo Desert et al. (1998)

SuZie Sunyaev-Zeldovich Infrared Experiment Holzapfel et al. (1997)

CBI Cosmic Background Imager Pearson et al. (2003)

Ryle Saunders (1997)

AMI Arcminute MicroKelvin Imager Kneissl et al. (2001)

SZA Sunyaev–Zel’dovich Array Holder et al. (2000)

AMIBA Array for Microwave Background Anisotropy Lo et al. (2000) ACBAR Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver Runyan et al. (2003)

Bolocam Bolometric Camera Glenn et al. (1998)

APEx Atacama Pathfinder Experiment Gusten et al. (2006) WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Bennett et al. (2003)

ACT Atacama Cosmology Telescope Kosowsky (2003)

SPT South Pole Telescope Carlstrom et al. (2011)

Planck Planck satellite Tauber et al. (2010)

Table 2.1 – Ce tableau donne les acronymes et la référence principale d’expériences sensibles aux effets SZ.

Chapitre 3

Les données

Dans ce chapitre, nous présenterons les différentes données utilisées dans cette thèse dans le but d’étudier les vitesses des amas de galaxies et les effets SZ. Nous allons d’abord aborder le satellite Planck, puis nous verrons les caractéristiques des cartes Planck. En-suite, nous poursuivrons en présentant les simulations principales étudiées dans cette thèse. Enfin, la dernière partie traitera des différents catalogues d’amas de galaxies utilisés dans les parties d’analyse.

3.1 Le satellite Planck

Le satellite Planck est la troisième génération d’expériences d’observation du fond diffus cosmologique, après COBE (Cosmic Background Explorer) et WMAP (Wilkin-son Microwave Anisotropy Probe) et la première de conception européenne. Les deux principaux contributeurs sont la France et l’Italie. Le projet s’appelait à l’origine CO-BRAS/SAMBA(Cosmic Background Radiation Anisotropies Satellite/Satellite Measure-ment of Background Anisotropies) du nom des projets italien et français. C’est en 1996, après l’acceptation du projet par l’ESA, que le projet prendra finalement le nom du phy-sicien allemand Max Planck. De son histoire et de ces deux projets fusionnés sont issus les deux instruments du satellite Planck : le High Frequency Instrument (HFI), dont la responsabilité est française, et le Low Frequency Instrument (LFI), dont la responsabilité est italienne. Les premiers tests de l’instrument HFI datent de 1996. Le projet final est ma-joritairement européen, mais la NASA y a également contribué en fournissant notamment les détecteurs de HFI.

Le satellite Planck en lui-même est composé d’un télescope, d’un module de service et de deux instruments scientifiques LFI et HFI (voir schéma 3.1). Une des parties principales du satellite est le système de refroidissement. Le satellite Planck est le point le plus froid jamais lancé dans l’espace à 0.1K. En effet, les instruments ont besoin de ces basses tempé-ratures pour fonctionner. Plus précisément, le système de refroidissement est composé d’un côté d’un système de refroidissement passif dû à l’architecture du satellite même (système d’ailette), et d’un autre côté d’une succession de trois machines cryogéniques refroidissant respectivement à 20, 4 et 0.1 K conçues aux Etats-Unis, en Angleterre et en France. Le refroidissement à 0.1 K provient de la dilution de ³H_e dans ⁴H_e. Le système optique est composé d’un télescope dont le diamètre du miroir primaire est d’environ 1.5 m. Dans le plan focal du télescope, sont placés les cornets des deux instruments. Le satellite contient également un grand nombre de circuits électroniques, chargé, entre autres, d’alimenter

Figure 3.1 – Schéma descriptif du satellite Planck (crédit ESA).

les instruments en électricité et de communiquer avec la Terre, en émettant le moins de chaleur possible. Par ailleurs, le satellite contient également un système de contrôle de sa trajectoire. Nous décrirons dans les parties suivantes les deux instruments HFI et LFI.

La phase de test de montage du projet et de test des instruments prendra finalement plus de vingt ans, puisque c’est le 14 mai 2009 qu’eut lieu le lancement du satellite Planck. Le lancement s’est déroulé à la base de Kourou dans un lanceur Ariane 5, partagé avec la mission Herschel. A la suite du lancement, le satellite a pris la direction du point de Lagrange L2 du système Terre/Soleil. Le 3 juillet 2009, il l’a finalement atteint. Le point L2 étant un point d’équilibre gravitationnel instable, le satellite décrit en fait des trajectoires stables autour du point L2 appelées trajectoires de Lissajous (voir schéma 3.3). Une fois

Figure 3.2 – Position des cinq points de Lagrange du système Terre-Soleil et orbite de Lissajous suivie par le satellite autour du point de Lagrange L2 (crédit ESA).

3.1. Le satellite Planck ⁶⁹

Figure 3.3 – Schéma de la stratégie de balayage de Planck : le satellite décrit des cercles à la vitesse de 1 tour par minute (1tpm). Par ailleurs, le satellite effectue un déplacement autour du Soleil de 1 degré par jour (crédit ESA/Medialab).

la mise en place sur ces orbites, le satellite peut commencer à observer l’ensemble du ciel. Le satellite décrit chaque minute un grand cercle sur le ciel. Toutes les heures, le satellite est légèrement décalé pour cartographier une nouvelle bande du ciel, comme on peut le voir sur la figure. Une couverture complète du ciel prend ainsi environ 6 mois.

La mission nominale de Planck prévoyait l’obtention de deux ciels pour une mission nominale de 15 mois. En novembre 2010, la mission fut prolongée par l’ESA. Finalement, l’instrument HFI cessa de fonctionner en janvier 2012, étant arrivé au bout du fluide cryonégique nécessaire à son bon fonctionnement. L’instrument LFI ne demandant pas autant de refroidissement est encore en activité. Le satellite Planck a quitté le point L2 en août 2013. L’ensemble de la mission HFI a permis d’obtenir plus de quatre ciels complets, soit plus du double de ce qui était attendu par la mission nominale !

3.1.2 LFI

L’instrument LFI géré en Italie se sert de radiomètres pour observer dans trois lon-gueurs d’onde différentes. Sa température de fonctionnement est de l’ordre de 4K, ce qui explique sa plus grande durée de vie par rapport à l’instrument HFI. Le récapitulatif des différentes longueurs d’onde d’observation, de la sensibilité et du lobe de Planck est donné dans le tableau 3.1. Il observe dans trois longueurs d’onde différentes à 30, 44, 70 GHz. La figure montre les cartes Planck aux 3 fréquences LFI, ainsi qu’aux 6 fréquences HFI. 3.1.3 HFI

L’instrument HFI a été, quant à lui, conçu en grande partie en France et ses instances dirigeantes sont également françaises. Il est composé de 52 bolomètres : 20 en toile d’arai-gnée et 32 sensibles également à la polarisation. Ces bolomètres sont refroidis à 0.1K. L’instrument HFI observe dans six longueurs d’onde différentes allant de 100 à 857 GHz. Seules les quatre premières seront sensibles à la polarisation. Nous utiliserons particuliè-rement les longueurs d’onde de HFI pendant notre analyse. En effet, elles ont été choisies

pour se prêter particulièrement bien à l’étude des effets SZ. Les bandes à 143, 217 et 353 GHz correspondent respectivement au minimum, au zéro et au maximum du signal SZT. HFI a donc été conçu aussi dans l’idée d’étudier les amas de galaxies.

Si les longueurs d’onde de Planck ont été choisies dans cette optique, il est cependant bon de remarquer que le lobe de Planck d’environ 5 arcmin (voir tableau3.1 ) sur le ciel pour HFI est relativement gros par rapport à la taille des amas. Seuls les amas ayant une relativement grande taille angulaire peuvent donc être résolus. Ainsi, Planck pâtit un peu de son manque de résolution par rapport aux expériences aux sols que sont ACT et SPT. Cependant, le fait qu’il observe l’ensemble de la voûte céleste, et non une fraction, lui permet de l’emporter sur les autres expériences en terme de statistique et aussi en terme du nombre de longueurs d’onde. La sensibilité moyenne en paramètre de Compton y dans un pixel FWHM est donnée dans le tableau 3.1. Cette sensibilité ne prend en compte que le bruit. Si l’on ramène les valeurs au niveau du pixel des cartes Planck, c’est-à-dire d’un pixel de 1.7 arcmin de côté on obtient des valeurs oscillant entre 4 × 10⁻⁴ pour les longueurs d’onde LFI et 5 × 10⁻⁵ pour les trois meilleures longueurs d’onde HFI (100, 143, 353 GHz ). Quand on combine l’ensemble des longueurs HFI et qu’on prend en compte le FDC, on obtient une sensibilité SZT moyenne pour un pixel Planck de 5 × 10⁻⁵ pour un amas ponctuel.

Par ailleurs, il est important de remarquer que les différentes longueurs d’onde données

sont les fréquences centrales de bandes d’observation larges. Ces bandes de fréquences appelées bandes optiques sont d’une largeur d’environ 30% (voir 3.1). Nous verrons dans la partie d’analyse l’importance de la prise en compte de telles bandes dans l’étude des effets SZ.