masse, la position ou la vitesse, le profil des amas, de façon à obtenir la carte des effets SZT et SZC souhaités. Nous présenterons, dans chacune des parties d’analyse, le type de simulations SZC et SZT utilisées.
Élaboration des cartes Une fois les différentes composantes souhaitées calculées et mises à la bonne unité (la plupart du temps en µK/KF DC), on les somme à l’exception du bruit instrumental. Une fois la carte somme obtenue, il faut la lisser en utilisant les lobes de Planck de façon à obtenir une carte imitant les observations de Planck. La dernière étape consiste alors à rajouter le bruit instrumental de Planck.
3.4 Les catalogues
Pour pouvoir extraire l’effet SZ cinétique des cartes Planck, il nous faut un certain nombre de renseignements sur les amas de galaxies (voir le chapitre 4). En particulier, pour détecter l’effet SZC, il nous faut les coordonnées des amas sur le ciel ainsi que leur décalage spectral, pour obtenir la taille angulaire de l’amas. Par ailleurs, si nous souhaitons obtenir la vitesse des amas de galaxies à partir de l’effet SZC, il nous faut également la profondeur optique des amas, en effet :
∆T
TF DC = −
vradialeτ
c , (3.1)
avec τ la profondeur optique que nous déduirons en utilisant le profil d’amas présenté dans la partie 2.2.3. Chacun des catalogues contient la position sur le ciel, le décalage spectral, la masse des amas de galaxies et leur température, ainsi que le paramètre de Compton. Si un de ces éléments n’est pas présent nous le déduisons en utilisant les relations d’échelle présentées dans le chapitre précédent ; c’est le cas pour la température et dans certains cas la masse. Le paramètre de Compton Y est déterminé grâce à la relation M-Y présentée dans Arnaud et al. (2010). Une fois obtenus la température et le paramètre Y, on peut alors en déduire le paramètre τ . Dans les filtres adaptés, que nous présenterons dans le chapitre suivant, ce calcul est directement effectué au sein du filtre, de façon à obtenir en sortie la vitesse radiale particulière. Le tableau donne un récapitulatif des données importantes pour chacun des catalogues et un article de référence. Nous présenterons ici quatre catalogues que nous utiliserons par la suite en plus du catalogue issu du PSM. 3.4.1 Le catalogue MCXC
Le premier catalogue que nous présentons est le "Meta Catalogue of X-ray detected Clusters" (MCXC). Ce catalogue est une compilation de tous les catalogues et sondages publics disponibles de l’expérience ROSAT (NORAS, Bohringer et al. (2000), REFLEX,
Catalogue Nombre d’amas M500,moy1015M zmoy Tc,moy (arcmin) Article de référence
MCXC 1743 0.229 0.177 6.59 Piffaretti et al. (2011)
MaxBCG 13823 00.0619 0.219 2.37 Koester et al. (2007)
LBG 262 672 00.00989 0.130 1.15 X. I. Planck Collaboration (2011)
XMMESZ 62 0.171 8.381 X. I. Planck Collaboration (2012)
Böhringer et al. (2004), BCS, Ebeling et al. (1998), Ebeling et al. (2000), SGP, Cruddace et al. (2002), NEP, J. P. Henry et al. (2006), MACS, Ebeling et al. (2007), et CIZA Ebeling et al. (2010); Kocevski et al. (2007), 160SD, Mullis et al. (2003), 400SD, Burenin et al. (2007), SHARC, Romer et al. (2000); Burke et al. (2003), WARPS, Perlman et al. (2002); Horner et al. (2008), et EMSS, Gioia & Luppino (1994); J. P. Henry (2004)). Le catalogue MCXC est présenté en détail dans Piffaretti et al. (2011) . Ce catalogue ne contient pas à la base les masses des amas de galaxies ; celles-ci sont recalculées à partir de la luminosité en X et de la relation L-M de Pratt et al. (2009) présentée dans le chapitre précédent 2.2.2. 3.4.2 Le catalogue MaxBCG
Le second catalogue utilisé dans cette thèse est le catalogue dit MaxBCG. Ce catalogue est issu du sondage de données optiques de Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Les amas sont sélectionnés en utilisant la technique MaxBCG. Les amas de galaxies sont sélectionnés en calculant la vraisemblance que chaque galaxie observée est la plus brillante galaxie de l’amas. La vraissemblance se base sur la couleur de la galaxie et sa magnitude par rapport aux autres galaxies autour d’elle. Le catalogue résultant compte 13 823 amas répartis sur la zone de couverture de SDSS (voir figure). Le catalogue est présenté en détail dans Koester et al. (2007).
3.4.3 Le catalogue XMMESZ
Le catalogue XMMESZ est le troisième catalogue utilisé dans cette thèse. Beaucoup plus restreint que les deux précédents, il contient 62 amas. Ce catalogue est, en fait, un sous-catalogue du sous-catalogue ESZ présenté en 2011 comptant environ 200 amas. Ces amas ont été détectés avec un haut signal sur bruit dans Planck en utilisant la technique de détection à l’aveugle grâce à l’effet SZT. 62 d’entre eux sont ensuite identifiés aux amas déjà connus de XMM-Newton pour déterminer les propriétés X des amas donnant, ainsi le catalogue XMMESZ. Les objets ont une masse allant de (M500 ≈ 2 − 20 ∗ 1014M ). Il représente le plus grand catalogue SZ possédant des données de haute qualité. Le catalogue est l’objet d’un certain nombre d’articles Planck (X. I. Planck Collaboration (2011); X. I. I. Planck Collaboration (2011); X. X. I. I. I. Planck Collaboration (2011); I. (2011)).
3.4.4 Le catalogue LBG
Le catalogue Locally Brightest Galaxy (LBG) est un catalogue de halos de galaxies issus de SDSS. Ce catalogue est construit à partir du catalogue NYU- VAGC (New York University Value Added Galaxy Catalogue) comptant 602251 galaxies. Ensuite, de ces 602 251 galaxies sont extraites 259 576 galaxies centrales. Ces galaxies sont les plus brillantes de leurs halos, c’est-à-dire les plus brillantes parmi celles contenues dans un rayon projeté de 1 Mpc et ayant un décalage vers le rouge différent de moins de 1 000 km.s−1. Le NYU-VAGC donne non seulement la position et le décalage vers le rouge, mais également la masse stellaire des halos. A partir de cette masse stellaire est dérivée la masse des halos des galaxies en utilisant la simulation Millenium. La relation masse stellaire / masse des halos est inexacte pour les galaxies n’étant pas réellement la galaxie centrale de leurs halos de galaxies donnant des masses de halos à la queue de la distribution de masse. Ce catalogue est présenté dans l’article X. I. Planck Collaboration (2012).
Chapitre 4
Méthode d’extraction des vitesses
d’amas de galaxies
Dans ce chapitre, nous présentons la méthode d’extraction des vitesses utilisée dans cette thèse. Une première partie aborde les différentes options possibles d’extraction, puis une seconde le prétraitement des cartes et enfin une troisième les différentes méthodes utilisées.
4.1 Les grandes méthodes possibles d’extraction du signal
Pour extraire les vitesses des amas de galaxies grâce à l’effet SZ cinétique, il existe deux grands types de méthodes. Le premier est dit de "séparation de composantes". Le but de cette méthode est de séparer les différentes composantes de la carte, permettant ainsi de les étudier séparément. Dans ce cas, le signal recherché, ici le SZ, n’est qu’un des composants de la séparation. Pour obtenir cette séparation, on se sert des propriétés spectrales et spatiales des différents signaux. Cette méthode est puissante, néanmoins le risque de propagation des erreurs entre les différentes composantes est grand. En effet, dans notre cas, seul le signal SZ nous intéresse ; or n’importe quelle erreur commise sur les hypothèses concernant les autres signaux impactera sur le signal obtenu en SZ. Ce genre de phénomène a été noté par Diego et al. (2002); Herranz et al. (2002).
Le deuxième type possible est dit de "détection/estimation". Dans ce genre d’approche, on essaie d’extraire uniquement le composant étudié (ici le SZ) ou d’estimer les quelques composantes caractéristiques du signal. Pour le SZ, on essaierait d’obtenir le paramètre Compton ou les positions des amas, ou encore les vitesses des amas. Comparées aux méthodes de séparation de composantes, ces méthodes ont tendance à être plus robustes que celle de séparation de composantes, car elles n’ont pas besoin de renseignements sur toutes les autres composantes. Ces techniques sont plus rapides et demandent moins de temps de machine que les précédentes. Pour cette approche, on utilise le plus souvent des filtres linéaires. Le filtre que nous avons choisi fait partie de cette famille. Ce filtre est un filtre dit adapté qui peut être multi ou monofréquentiel. Il est très robuste et donne une évaluation non biaisée de la valeur centrale de l’amplitude. Il peut être conçu aussi bien pour détecter l’effet SZT (Melin et al. (2006)) que l’effet SZC (Herranz et al. (2005)).