Historique des observations d’amas

−1.5 −1.4 −1.3 −1.2 −1.1 −1.0 −0.9 −0.8 −0.7 −0.6 ΩX w0 BAO SN Ia WMAP clusters +WMAP SN+BAO +WMAP all

Fig. 2.2: Exemple de contraintes cosmologiques combin´ees, ici sur les param`etres de l’´energie noire pour un Univers plat. Les d´eg´en´erescences associ´ees `a chaque observation sont diff´erentes et leur combinaison r´eduit sensiblement l’intervalle de confiance final. Le mod`ele favoris´e par les contraintes sur le BAO, le FDC, les amas de galaxies et les supernovae correspond `a une constante cosmologique qui domine le contenu en ´energie de l’Univers `a hauteur d’environ ∼ 70%. Dapr`es Vikhlinin et al. (2009b).

relativiste, dont la nature reste `a d´eterminer.

La table 2.1 regroupe les toutes derni`eres estimations des principaux param`etres cosmologiques obtenues par Komatsu et al. (2010) en combinant diff´erents jeux de donn´ees et pour une param´etrisation de l’´equation de l’´energie noire w(a) =

w0+ wa(1− a) (Chevallier & Polarski 2001; Linder 2003).

2.2

De la d´ecouverte du premier amas aux grands

relev´es actuels

La premi`ere r´ef´erence ´ecrite qui rapporte l’observation d’un amas de galaxies est `a mettre au cr´edit de l’astronome fran¸cais Charles Messier (Messier 1784) en 1784. Dans son Catalogue des n´ebuleuses et des amas d’´etoiles que l’on d´ecouvre parmi les

´etoiles fixes, sur l’horizon de Paris il y liste quelques 103 n´ebuleuses dont 30 sont

actuellement identifi´ees comme des galaxies1_{. La forte concentration de n´ebuleuses}

qu’il observa alors dans la constellation de la Vierge constitue la premi`ere observa- tion d’un amas de galaxies, l’amas de la Vierge. L’ann´ee suivante, Wilhelm Hershel

1_{seulement 13 de ces 30 galaxies font en r´ealit´e partie de l’amas de la Vierge (Binggeli et al.}

Tab. 2.1: R´esum´e des param`etres cosmologiques principaux du mod`ele ΛCDM. WMAP : ajuste- ment du FDC obtenu par la compilation des 7 ann´ees de mesure de WMAP (Larson et al. 2010). BAO : mesures de distances obtenues par (Percival & White 2009). SN : ajustement de la relation distance-luminosit´e de l’´echantillon Constitution de supernovae de type Ia (Hicken et al. 2009).

H0 : mesure de la constante de Hubble par (Riess et al. 2009). LRG : spectre de puissance des

Luminous Red Galaxies (Reid et al. 2010). D∆t : mesure de la distance time-delay de la lentille

B1608+656 `a z=0.63 (Suyu et al. 2009).

Param`etre Moyenne _{± 1σ} Contraintes

H0 (km/s/Mpc) 70.4+1.3_−1.4 WMAP+BAO+H0 100Ωbh2 2.260± 0.053 WMAP+BAO+H0 Ωch2 0.1123± 0.0035 WMAP+BAO+H0 Ωmh2 0.1349± 0.0036 WMAP+BAO+H0 ΩΛ 0.728+0.015_−0.106 WMAP+BAO+H0 w (Cste_{, Ω} k = 0) −1.08 ± 0.13 WMAP+BAO+H0+D∆t −0.980 ± 0.053 WMAP+BAO+SN Ωk −0.0111+0.0060_−0.0063 WMAP+BAO+H0+D∆t −0.0057+0.0067−0.0068 WMAP+BAO+SN w0 (Ωk = 0) −0.93 ± 0.13 WMAP+BAO+H0+SN −0.93 ± 0.12 WMAP+BAO+SN+D∆t wa (Ωk= 0) −0.41+0.72_−0.71 WMAP+BAO+H0+SN −0.38+0.66−0.65 WMAP+BAO+SN+D∆t σ8 0.809± 0.024 WMAP+BAO+H0 ns 0.963± 0.012 WMAP+BAO+H0 zequivalence 3209+85₋₈₉ WMAP+BAO+H0 3240± 90 WMAP+LRG+H0 zreionisation 10.4± 1.2 WMAP+BAO+H0 t0 (199 ans) 13.75± 0.11 WMAP+BAO+H0

2.2. HISTORIQUE DES OBSERVATIONS D’AMAS 23 rapporte un nombre remarquable de n´ebuleuses dans la constellation de Coma Be- renices (Hershel 1785), connu aujourd’hui sous le nom de l’amas de Coma.

Dans les ann´ees qui suivirent, `a mesure que les techniques d’observation s’am´eliorent, les d´ecouvertes optiques d’amas s’accumulent (voir par exemple Biviano (2000) pour un historique d´etaill´e de ces d´ecouvertes), notamment grˆace aux travaux de George Abell et de ses collaborateurs et la cr´eation de leurs catalogues qui regroupent la majeure partie des amas proches connus aujourd’hui (Abell 1958; Abell et al. 1989). G. Abell jeta les bases des techniques modernes de d´etection des amas `a partir d’observations optiques. Sur les plaques photographiques du Palomar Sky Survey, il s´electionna les candidats au titre d’amas de galaxies de la mani`ere suivante. Tout d’abord, il estime la distance d’une concentration de galaxies `a partir de la ma- gnitude apparente de son dixi`eme membre le plus lumineux. Ensuite il compte le nombre de galaxies situ´ees dans un rayon projet´e fixe et de luminosit´e plus brillante qu’une certaine magnitude limite. Apr`es avoir corrig´e le nombre de galaxies ainsi s´electionn´ees du niveau de fond, il s´electionne pour son catalogue les amas ayant un exc`es net d’au moins 50 galaxies plus brillantes que la magnitude limite. Zwicky et collaborateurs (Zwicky 1966) ont ´etendu cette technique aux amas plus pauvres en utilisant des crit`eres de s´election moins stricts et ´etablirent un autre catalogue d’amas proches, le Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies (CGCG).

Les techniques actuelles de d´etection optique des amas de galaxies ´etendent et af- finent la m´ethode d’Abell (par exemple Lumsden et al. (1992); Postman et al. (1996); Dalton et al. (1997)), avec souvent un gain d’information grˆace aux couleurs des ga- laxies comme par exemple Gladders & Yee (2000); Bahcall et al. (2003); Nichol (2004). En effet, comme nous le verrons plus loin, une grande partie des galaxies membres d’un amas se situent dans une zone bien d´efinie sur un diagramme couleur- magnitude, la s´equence des elliptiques. Cette caract´eristique des amas de galaxies fournit un moyen rapide et efficace pour construire de large ´echantillons sur de grandes surfaces du ciel comme par exemple les quelques 1000 amas du catalogue

Red sequence Cluster Survey (Gladders & Yee 2005).

Les ´etoiles contenues dans les galaxies au sein des amas ne repr´esente qu’une petite partie de la composante baryonique de ces derniers. La majeure partie des baryons se trouvent dans un gaz intra-amas sous la forme d’un plasma chauff´e `a tr`es haute temp´erature. Limber (1959) sugg´era le premier que le m´ecanisme de forma- tion des galaxies ne peut ˆetre efficace `a 100%, laissant une fraction du gaz originel sous cette forme au sein des amas. De plus il avance l’hypoth`ese de collisions entre galaxies conduisant `a la perte d’une partie de leur gaz. Il en conclu la pr´esence d’un gaz diffus dans lequel baignent les galaxies d’un amas. L’id´ee que ce gaz ´emette un rayonnement d´etectable en d´ecoule naturellement. D`es lors, l’´emission X diffuse des amas de galaxies peut servir `a leur d´etection.

La premi`ere d´etection d’une source X associ´ee `a un amas est `a mettre au cr´edit de Byram et al. (1966) avec M 87, la galaxie g´eante au centre de l’amas de la Vierge. La mˆeme ann´ee, Boldt et al. (1966) d´eclare avoir d´etect´e en X l’amas de Coma, mais il s’av`erera d`es l’ann´ee suivante avec Friedman & Byram (1967) que cette d´etection ´etait fausse. Cependant, les travaux de Boldt et al. (1966) ins- pir`erent Felten et al. (1966) pour les conduirent `a une estimation th´eorique correcte,

`a savoir qu’un gaz diffus et thermalis´e au sein de l’amas de Coma devrait avoir une temp´erature T _{- 7 × 10}7 _{K et donc ´emettre dans la gamme X du spectre}

´electromagn´etique par rayonnement de bremsstrahlung thermique.

Il faut attendre 1971 pour la premi`ere d´etection de l’´emission X diffuse de l’amas de Coma par Meekins et al. (1971) grˆace aux observations d’une fus´ee Aerobee 150 et par Gursky et al. (1971) avec le satellite Uhuru. Solinger & Tucker (1972) mettent en lumi`ere une corr´elation entre la luminosit´e X d’un amas et la dispersion de vitesse de ses galaxies, corr´elation attendue si le gaz est thermalis´e et en ´equilibre avec le potentiel gravitationnel de l’amas. Ils confortent ainsi l’origine et la nature diffuse de l’´emission X des amas. Cette interpr´etation continua d’ˆetre support´ee par le manque d’observation d’une composante dure de l’´emission X (>20 keV) pour les amas de Coma et Pers´ee (Scheepmaker et al. 1976). La nature thermique de cette ´emission fut d´efinitivement confirm´ee par Mitchell et al. (1976) et Mitchell & Culhane (1977) avec la d´etection de la raie du fer, 6.4 keV `a z = 0, dans les amas de Pers´ee et du Centaure.

Comme le rayonnement bremsstrahlung est fonction du carr´e de la densit´e du gaz, la brillance du surface X des amas de galaxies est tr`es piqu´ee dans les r´egions o`u la densit´e du gaz est la plus importante. L’´emission X d’un amas est tr`es contrast´ee par rapport aux r´egions moins denses et donc se r´ev`ele ˆetre un outil performant pour la d´etection et la cr´eation de larges ´echantillons.

Les pioniers dans ce domaine furent Gioia et al. (1990b) avec le Einstein Observa-

tory Medium Sensitivity Survey (EMSS) couvrant 700 deg2 _{et la construction d’un}

´echantillon limit´e en flux de 93 amas jusqu’`a un redshif t de 0.58 (Gioia et al. 1990a; Henry et al. 1992). Le lancement en 1990 du satellite ROSAT a permi une avanc´ee significative dans la construction de relev´es X d’amas. Le ROSAT All-Sky Survey (RASS, Truemper (1993)) fut ainsi la premi`ere mission d’imagerie X du ciel en- tier, tra¸cant le chemin pour de larges relev´es d’amas X proches sur des surfaces contig¨ues. Par exemple, pour l’h´emisph`ere nord, les plus larges compilations d’amas sont le Bright Cluster Sample (BCS, Ebeling et al. (1998)) et son extension (Ebe- ling et al. 2000) ainsi que le Northern ROSAT All Sky Survey (NORAS, B¨ohringer et al. (2000)). Pour l’h´emisph`ere sud, le catalogue ROSAT-ESO Flux LimitEd X-ray (REFLEX, B¨ohringer et al. (2001, 2004)) poss`ede 452 amas indentifi´es, et consti- tue ainsi la compilation la plus grande et homog`ene `a ce jour. Au total, les relev´es couvrent plus de 104<sub>deg</sub>2 <sub>pour plus de 1000 amas jusqu’`a z ∼ 0.5. La majeure partie</sub>

de ces amas sont de nouvelles d´ecouvertes alors qu’environ un tiers ont ´et´e identifi´es comme faisant partie des catalogues d’Abell ou Zwicky. Le caract`ere homog`ene de leur s´election et leur haut degr´e de compl´etude d’identifications spectroscopiques font de ces ´echantillons la base d’un grand nombres d’´etudes cosmologiques utilisant les amas de galaxies.

Lanc´e plus r´ecemment, le satellite XMM-N ewton a ´egalement conduit `a la cr´eation de diff´erents catalogues d’amas. L’avantage principal de ce satellite compar´e `a RO-

SAT est sa limite de d´etection bien plus faible. Celle-ci permet d’´etudier des amas

bien moins massifs et plus lointains. Parmi les diff´erents ´echantillons d’amas bas´es sur des donn´ees XMM-N ewton, citons le Representative XMM-N ewton Cluster Structure Survey (REXCESS, Pratt et al. (2009)) qui contient 35 amas proches s´electionn´es uniquement par leur luminosit´e X.

2.2. HISTORIQUE DES OBSERVATIONS D’AMAS 25

Peu apr`es la fameuse d´ecouverte du FDC, Weymann (1965, 1966) d´etermina la mani`ere dont une diffusion Compton inverse peut en d´eformer le spectre. Lors de leur passage au travers d’un gaz chaud, les photons micro-ondes du FDC sont l´eg`erement d´ecal´es vers des ´energies plus importantes. Sunyaev & Zeldovich (1970, 1972) montrent que le gaz contenu dans les amas peut exercer une telle distorsion du spectre d’´emission du corps noir caract´erisant le FDC, m´ecanisme appel´e effet Sunyaev-Zeldovich (S-Z).

L’existence de cette signature S− Z des amas de galaxies dans le FDC constitue un

nouveau moyen de d´etection de ces objets. Les premi`eres d´etections sont r´ealis´ees au d´ebut des ann´ees 90 (Birkinshaw et al. 1991). Dans les ann´ees qui suivent, le signal S − Z d’un plus grand nombre d’amas a pu ˆetre mesur´e avec un haut ni-

veau de confiance (Birkinshaw 1999; Carlstrom et al. 2000). Encore plus r´ecemment, les premi`eres images `a haute r´esolution pour des amas pr´ecis ont ´et´e obtenues par exemple par Nord et al. (2009); Mason et al. (2010). Les premiers ´echantillons d’amas avec mesure du profil du milieu intergalactique ont ´et´e construits par Mroczkowski et al. (2009); Plagge et al. (2010). La premi`ere d´ecouverte d’un amas par son signal

S − Z est rapport´ee par Staniszewski et al. (2009), prouvant ainsi la capacit´e de

cette technique `a d´etecter de nouveaux amas.

Le premier ´echantillon d’amas s´electionn´es en S_{− Z a ´et´e pr´esent´e par Vanderlinde} et al. (2010) : il contient 21 amas de redshif t m´edian z = 0.74, et est complet `a 100% pour une limite inf´erieure en masse de M500 - 3 × 1014h−1M" `a z > 0.6.

Ce catalogue ainsi que la premi`ere d´ecouverte de Staniszewski et al. (2009) ont ´et´e r´ealis´es grˆace aux donn´ees du South Pole Telescope (SPT), un t´elescope `a ondes milim´etriques de 10 m`etres de diam`etre, localis´e au pˆole sud. Il est constitu´e de 960 bolom`etres sensibles `a 3 bandes de fr´equences (95, 150 et 220 GHz). L’´echantillon de Vanderlinde et al. (2010) se base sur les 2 r´egions d’environ 100 deg2 _observ´ees

par le SPT en 2008. Ce n’est cependant qu’une partie d’un projet en cours dont la finalit´e est d’observer une zone d’environ 2000 deg2 _{afin d’y d´etecter un grand}

nombre de nouveaux amas de galaxies.

Parmi les projets en cours concernant la d´etection S−Z d’amas, citons ´egalement la

mission spatiale Planck lanc´ee avec succ`es en 2009. Sa couverture spectrale est bien plus ´etendue que celle du SPT avec 3 bandes suppl´ementaires `a haute fr´equences (353, 545 et 857 GHz) et 3 `a basses fr´equences, 30, 40 et 70 GHz (Tauber et al. (2010) pour plus d´etails sur les caract´eristiques techniques de la mission). Son relev´e effectu´e sur toute la surface du ciel va permettre de r´ealiser une avanc´ee majeure sur la pr´ecision des contraintes cosmologiques d´eduites des amas qui seront observ´es (voir par exemple Waizmann & Bartelmann (2009) pour des simulations de catalogues r´ealis´es par Planck et l’impact sur l’estimation des param`etres cosmologiques). Une premi`ere s´erie de r´esultats (d´etection de nouveaux amas et analyse des lois d’´echelle associ´ees) est d´ej`a disponible : Planck Collaboration et al. (2011b,f,a,d,c,e).

Le principal avantage de la d´etection S− Z r´eside dans le fait que l’intensit´e du si-

gnal mesur´e est ind´ependante du redshif t de l’amas. Contrairement aux d´etections optiques ou aux d´etections X, cette m´ethode a donc le potentiel de d´ecouvrir de nombreux amas `a hauts redshif ts. En effet, nous avons vu pr´ec´edemment que la brillance de surface d’un objet varie comme (1 + z)−4 et d´ecroˆıt donc tr`es rapide-

ment. Aussi, seuls les amas lointains tr`es massifs peuvent ˆetre d´etect´es par ces 2 m´ethodes. C’est d’autant plus vrai pour les d´etections X puisque la luminosit´e X d’un amas de masse caract´eristique M_∗ varie comme L_{∗ ∝ (1 + z)}−1/2_.

Bien que tr`es r´ecente, la d´etection S − Z des amas de galaxies se r´ev`ele donc ˆetre

une m´ethode tr`es prometteuse.

Ces 3 techniques de d´etections d’amas de galaxies sont celles qui permettent la cr´eation des ´echantillons actuels les plus fournis et dont la fonction de s´election est la mieux connue. Cependant il existe d’autres moyens de d´etecter un amas de galaxies :

• grˆace aux sur-densit´es de galaxies autours de galaxies radio, de quasars ou

de noyaux actifs de galaxies (NAG par la suite) `a haut redshif t. Les re- cherches d’amas sont effectu´ees soit en infra-rouge proche, soit grˆace `a des filtres `a bande ´etroite, soit en moyennant des suivis X. L’inconv´eniant de cette m´ethode et donc son incapacit´e `a couvrir de larges zones pour d´etecter un maximum d’amas et donc peu adapt´ee au probl`eme de l’abondance des amas et son utilisation cosmologique. Cependant, cette technique `a permi de d´ecouvrir de possibles objets virialis´es `a z > 1.5 (par exemple Pascarelle et al. (1996); Dickinson (1997); Crawford & Fabian (1996); Hall et al. (1999); Vene- mans et al. (2002); Boris et al. (2007)).

• par effet de lentille gravitationnelle. Dans le mˆeme papier de 1937, Zwicky

r´ealisa la possibilit´e de mettre `a profit la d´eflection de la lumi`ere des ga- laxies d’arri`ere-plan par le potentiel gravitationnel de l’amas pour en estimer la masse. Bien que peu utilis´ee car gourmande en terme de qualit´e des donn´ees, cette m´ethode a le potentiel de g´en´erer de larges ´echantillons d’amas. Elle est en effet applicable `a de grandes surfaces du ciel, comme par exemple Gavazzi & Soucail (2007); Berg´e et al. (2008) sur les 4 deg2 _{des champs Deep du re-}

lev´e Canada-France-Hawa¨ı Telescope Legacy Survey (CFHTLS par la suite) ou Wittman et al. (2006) sur les 20 deg2 _{du Deep Lens Survey. L’avantage}

de cette m´ethode compar´ee aux autres est qu’elle n’est sensible qu’`a la masse totale projet´ee et non pas `a la composante baryonique uniquement comme dans le cas des d´etections optiques, X et S _{− Z d’amas. Ainsi, cette tech-} nique peut en th´eorie permettre de d´ecouvrir des halos de mati`ere noire qui ne sont pas encore virialis´es et pour lesquels le gaz intra-amas n’est pas en- core suffisamment chauff´e pour ˆetre d´etectable en X ou en S _{− Z. Weinberg} & Kamionkowski (2002) proposent qu’environ 20% des amas s´electionn´es en

lensing seraient dans ce cas et donc non visible par les satellites X actuels.

De telles ”lentilles noires” semblent avoir ´et´e d´ecouvertes (par exemple Erben et al. (2000); Koopmans et al. (2000); Umetsu & Futamase (2000); Miralles et al. (2002)) prouvant ainsi la force de cette m´ethode de d´etection.

• grˆace aux galaxies ayant des lobes radios courb´es. De tels objets sont souvent

associ´es `a un milieu intra-amas dense et donc sont th´eoriquement un bon tra- ceur des environnement d’amas riches (par exemple Blanton et al. (2001)).

2.3. COMPOSANTE MATI `ERE NOIRE 27