4.2 Distorsions fortes & profil dans MS2137-23
4.2.1 Introduction
MS2137-23 est un amas de galaxies situ´e `a z = 0.313. Il est probablement l’un des amas les plus ´etudi´es pour ses propri´et´es exceptionnelles de lentille. Il pr´esente deux syst`emes d’images multiples en son centre (Fort et al. 1992). Un syst`eme tangentiel de “fold” : l’arc A0 est compos´e de deux images de parit´e oppos´ee qui fusionnent A01-A02 et est associ´e `a deux autres images multiples A2 et A4. Un syst`eme d’arc radial : l’arc A1 (divis´e en deux sous-parties de parit´e oppos´ee qui fusionnent) associ´e `a une contre-image A52. Les deux panneaux de gauche de la figure 4.1 font apparaˆıtre le clich´e F702/HST(Hammer et al. 1997) sur lequel je me suis appuy´e pour la mod´elisation des distorsions fortes.
La richesse de ce syst`eme a motiv´e de nombreux travaux de mod´elisation (Mellier et al. 1993; Miralda-Escud´e 1995; Hammer et al. 1997). Tous concluent que le profil de den-sit´e devrait pr´esenter un cœur relativement plat ou plus pr´ecis´ement que le profil doit d´ecroˆıtre moins vite que r−2 au centre. C’est une cons´equence imm´ediate de l’existence de l’arc radial. Le profil universel NFW n’´etait en effet pas ou peu connu. Bartelmann (1996) montra rapidement que la position des lignes critiques dans MS2137-23 ´etait com-patible avec un profil NFW3. Ce r´esultat restait cependant subordonn´e `a la connaissance du d´ecalage spectral des sources responsables de chacun des arcs. Ceux-ci ´etaient alors inconnus.
D´ecalages spectraux des arcs
Le manque d’information sur le d´ecalage spectral des sources nous a encourag´e `a en-treprendre une estimation photom´etrique des d´ecalages spectraux `a partir des donn´ees FORS2/VLT dans les bandes UBVRIJK. Ces donn´ees seront d’ailleurs utilis´ees `a la sec-tion 4.3 pour une ´etude du cisaillement faible. La distribusec-tion spectrale en ´energie (SED) des arcs et de la galaxie cD centrale sont pr´esent´ees sur la figure 4.2. L’ajustement avec le programme hyperz (Bolzonella et al. 2000) de la SED d’une galaxie spirale `a z = 1.6 est superpos´e `a la photom´etrie VLT. On peut en conclure que les sources sont toutes les deux `a zphot = 1.6 ± 0.1. Par ailleurs, l’´etude de la galaxie A6 donne plutˆot un d´ecalage spectral zphot ≈ 1.1. Entre-temps, Sand et al. (2002) ont publi´e une estimation spectroscopique
2La composante A’1 plus diffuse autour de A1 est associ´ee `a la partie moins brillante de A6 mais n’est pas incluse dans l’analyse
3les propri´et´es optiques d’un profil NFW ont ´et´e d´eriv´ees par cet auteur et sont r´esum´ees dans l’ap-pendice B.3
3 images area 5 images area 1 image area 3 images area 3 images area 5 images area 12 26 26 20 25 25 20 4 3 13 7 10 1313 12 10 7 3 4 4 3 7 10 12 18 3 7 12 13 10 4 16
tang. crit. line
rad. crit. line A01−A02 A5−A6 A4 A1 26 25 20 18 16 A2 A6 A5 A1 A’1 A2 A01 A02 E N A4 NFW observed predicted 5th image
Fig. 4.1: Configuration d’images multiples dans l’amas de galaxies MS2137-23. en haut `a gauche : image F702/HST du centre de l’amas montrant la position des arcs. en bas `a gauche : zoom sur chacun des arcs et description des multiplets conjugu´es. en haut `a droite : image composite couleur U + B, V et I du VLT (cf 4.3). Les arcs apparaissent clairement comme plus bleus que les galaxies elliptiques du cœur de l’amas. en bas `a droite : syst`eme d’arcs reconstruit `a partir du meilleur ajustement d’un mod`ele NFW (cf. section 4.2.2).
du d´ecalage spectral des deux arcs. Ces d´eterminations sont en bon accord avec notre estimation photom´etrique : zspec = 1.501 (resp. 1.502) pour l’arc tangentiel (resp. radial). Nous consid`ererons donc ces valeurs-l`a par la suite. La densit´e critique correspondante est donc Σcrit = 2.39 × 109h70M¯kpc−2.
Fig. 4.2:Distributions spectrale d’´energie (SED) de l’arc A5 (galaxie spirale `a z = 1.6 ± 0.1) et de la galaxie cD centrale `a z = 0.313.
Propri´et´es optiques de MS2137-23
Une galaxie cD g´eante occupe le centre de l’amas. Il est indispensable d’en tenir compte dans la mod´elisation des deux syst`emes d’arcs pour l’´tude de la pente au centre. Nous avons donc effectu´e un ajustement des propri´et´es lumineuses de la composante stellaire de la cD. Le profil radial de brillance est bien ajust´e par un profil de Hernquist, lui-mˆeme une bonne approximation du profil de de Vaucouleurs. Pour effectuer l’ajustement, j’ai int´egr´e les profils de Hernquist et de Jaffe dans le programme d’ajustement bidimensionnel galfit(Peng et al. 2002) :
l(r) = L∗ 2π 1 r(r+rs∗)3 (Hernquist) , (4.1) l(r) = L∗ 4π 1 r2(r+rs∗)2 (Jaffe) , (4.2)
avec L∗ la luminosit´e totale de la cD. Ramen´ee `a z = 0, cette galaxie a une luminosit´e V : LV = 4.77 ± 0.44 × 1011h−270 L¯. Le profil de Hernquist donne un bien meilleur ajustement (χ2/ν = 10.2) que le profil de Jaffe (χ2/ν = 99). Nous consid`ererons donc par la suite que la distribution d’´etoiles dans la cD suit un profil de Hernquist avec un rayon d’´echelle rs∗ = 11.1 ± 1.9 h−170 kpc = 2.4 ± 0.1 arcsec. La masse en ´etoiles est normalis´ee par un rapport M/L purement stellaire, not´e classiquement ΥV et ind´ependant du rayon4. La
composante stellaire est elliptique. Le rapport croˆıt sensiblement avec le rayon et ne varie plus au-del`a de 3 secondes d’arc. La valeur moyenne du rapport d’axe q = b/a = 0.88±0.12. L’orientation du grand axe des ellipses d’iso-luminosit´e a, elle aussi, une valeur relativement constante au-del`a de trois secondes d’arc P A = 71 ± 4 deg.
Fig. 4.3: Orientation de la composante stellaire de la galaxie cD centrale (losanges) en fonction du rayon. On peut voir aussi l’orientation du grand axe de l’´emissivit´e X donn´ee par CHANDRA (Allen et al. 2001). Une diff´erence d’orientation est visible. De plus, ce d´ecalage angulaire est aussi mesur´e `a l’aide de la mod´elisation des arcs multiples (cf section 4.2.2). L’orientation du potentiel de la lentille (trait rouge continu) s’aligne bien avec celle des X mais pr´esente un d´ecalage d’environ ∆PA = 11 deg par rapport `a la composante stellaire.
La figure 4.3 montre la variation de cet angle en fonction de la distance au centre de la cD. Elle montre aussi l’orientation du grand axe des ellipses d’iso-´emissivit´e X dans une image CHANDRA (Allen et al. 2001). On constate une diff´erence d’angle relativement stable ∆PA ≈ 11 deg entre l’orientation des ´etoiles et l’orientation du potentiel gravita-tionnel trac´e par les X. L’angle du grand axe du potentiel d´eduit de la mod´elisation des arcs (cf section 4.2.2) correspond `a la valeur donn´ee par les X. La variation d’angle dans la partie centrale pourrait s’interpr´eter comme une cons´equence de la projection d’une distribution de masse triaxiale. Le but de ce chapitre ´etant l’´etude du profil radial de densit´e dans les halos de mati`ere noire, je ne d´etaille pas la discussion `a ce sujet (voir G03 page 127). Disons seulement que la mod´elisation du potentiel au centre sugg`ere une possible rotation du grand axe du potentiel projet´e en fonction du rayon. En effet, si la composante stellaire domine le bilan en masse dans les 10 kiloparsecs centraux, on s’attend `a ce que le grand axe du potentiel s’aligne progressivement sur celui de la composante stellaire pour r ≤ 10 kpc (Romanowsky & Kochanek 1998; Buote et al. 2002). Notons que Miralda-Escud´e (2002) a utilis´e les propri´et´es azimutales de la configuration d’arc radial pour montrer que la distribution de masse noire dans l’amas est n´ecessairement elliptique. Pr´ecisons que ces effets azimuthaux que nous avons commenc´e `a ´etudier n’ont pas une grande influence sur l’analyse du profil radial de densit´e qui suit.