2.6 Echantillons d’amas
2.6.2 Les échantillons profonds
Les amas profonds fournissent une quantité importante d’informations sur l’évo-lution et la dynamique de l’Univers. En les comparant à la population locale, on peut alors mettre en évidence des processus physiques qui permettent de comprendre l’état actuel des amas et de l’Univers.
Dans l’étude que je présente j’ai utilisé 3 échantillons issus de 2 surveys différents :
le 400deg2 survey[17] et le Massive Cluster Survey (MACS)[33]. En combinants ces
données, j’ai pu sonder une large gamme de redshifts, ainsi qu’un très grand intervalle de masse, me permettant d’affiner mes contraintes.
Le 400deg2
Le 400deg2[17] est l’extension d’un premier survey basé sur le catalogue ROSAT
PSPC, le 160deg2. Etant d’une plus grande couverture angulaire sur le ciel, ce
nou-veau catalogue permet l’échantillonnage des amas à haut redshift et dont la gamme
de masse correspond à T > 5 keV à z = 0. Les critères de sélections des champs
d’observation sont les suivants :
1. |b|>25˚
(2.9.1) (2.9.2)
Figure 2.9 – (1) Volume couvert par le 400deg2 en fonction du redshift, pour trois luminosités, LX = 3×1043, 1044, et 3×1044 ergs.s−1. La ligne en pointillés horizontale représente le volume couvert à faible redshift par les échantillons du RASS. (2) Fonction de luminosité des amas X du 400deg2 pour des amas dont le redshift estz >0.3. Le trait en gris représente la fonction de luminosité mesurée dans le survey REFLEX. Figures issues de Burenin et al.(2007)[17]
3. le temps d’exposition total doit être texp>1000 s
Le résultat de cette sélection sur les 1610 clichés du ROSAT PSPC survey a permis
d’extraire 287 sources X étendues dont le flux estf >1.4×10−13ergs.s−1.cm−2 dans
la bande d’énergie 0.5−2 keV. Parmis ces sources, 266 ont été confirmées par les
observations optiques comme étant des amas de galaxies, des groupes ou bien des galaxies individuelles.
Pour obtenir l’échantillon profond àz >0.35, les observations ont été menées par
le satellite Chandra dans les mêmes bandes d’énergie. La détection a été effectuée
pour fournir un échantillon quasi mass-limité et dont la luminosité est au dessus de LX,min = 4.8×1043(1 +z)1.8 erg.s−1, ce qui correspond à un seuil en masse de 1014
masses solaires.
Le résultat de cette sélection a fourni un échantillon de 39 amas auxquels on
enlève 3 amas dont le flux mesuré par Chandra est en dessous du flux seuil du
catalogue 400deg2. Le tableau (B.3) est un résumé de cet échantillon.
Contrairement à un échantillon local, dont z < 0.1, la fonction de sélection des
amas profonds est beaucoup moins facile à déterminer. Dans le cas du 400deg2,
les amas sont sélectionnés uniquement si leur flux est supérieur à un flux seuil de
f > 1.4× 10−13 ergs.s−1.cm−2, c’est-à-dire que les objets les moins brillants ne
sont pas pris en compte même s’ils passent les critères de sélection ci-dessus. La probabilité qu’un amas soit pris en compte dans le catalogue final sera alors :
Psel(f, rc) =Pd(f, rc)Z ∞
fm
1
MACS flux limit (10−12 erg cm−2 s−1 ) 0 5000 10000 15000 20000
solid angle (deg
2)
1
MACS flux limit (10−12 erg cm−2 s−1 ) 0 5000 10000 15000 20000
solid angle (deg
2) 0.5 3 5 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0
fraction of total solid angle
(2.10.1) 0.00 0.10 0.20 0.30 0.40 0.50 0.60 redshift z 0.1 1.0 10.0 100.0 LX (10 44 erg s −1, 0.1 − 2.4 keV) eBCS MACS (as of December 2000) EMSS (2.10.2)
Figure 2.10 – (1) Fonction de sélection de MACS. La courbe en pointillé montre la
fonction de sélection atteignable si le critère de sélection numéro (4) n’est pas pris en compte. La courbe en gras montre la fonction de sélection effective de MACS en supposant une température du gaz de 6,8 et 10 keV. (2) Distribution de la luminosité en fonction du redshift de l’extented BCS à z <0.3 et de l’échantillon préliminaire MACS à z >0.3. Les petits cercles représente les 23 amas du EMSS à0.3< z <0.6. La courbe en gras représente le flux limite pour eBSC et le survey MACS. Figure issue de Ebeling et al (2001)[33].
oùfmest le flux seuil requis pour la sélection,PdetPmsont des fonctions du rayon de
coeur de l’amas. Il est alors possible de faire apparaître une dépendance en redshift en insérant une distribution réaliste du rayon de coeur. Ainsi, en multipliant cette probabilité par la couverture géométrique dans le ciel, on obtient alors la couverture effective du catalogue en fonction du vrai flux, en d’autres termes la fonction de sélection. Une version tabulée en format texte est disponible sur le web à l’adresse
suivante : http ://hea-www.harvard.edu/400d/statcal/area_flux_true.dat
Le MAssive Cluster Survey
Le MAssive Cluster Survey (MACS)[33] a été lancé en 1998 avec le but de fournir le premier échantillon large d’amas de galaxies X à z >0.3. Il a été conçu spéciale-ment pour détecter les amas les plus lumineux de l’Univers, autrespéciale-ment dit les plus massifs. Pour cela, MACS combine les angles solides les plus larges du Rosat All-Sky Survey avec le flux limite le plus faible possible. Les critères de sélection pour la détection des amas sont les suivants :
1. |b| ≥20˚,−40˚≤δ(J2000)≤80˚. La couverture angulaire sera alors de 22,735
deg2.
2. le rapport de dureté X plus grand queHRmin = [−0.2,−0.55+log(nH/1020cm−2)]
comme déduit de l’échantillon RBCS[32] avec des contraintes additionnelles comme HRmin <0.7.
3. le flux détecté dans les cellules est tel quefX ≥1×10−12ergs.cm−2.s−1, dans la bande 0.1−2.4 keV.
Ainsi en se basant sur la liste des 18811 objets du RASS Bright Source Catalogue, seuls 5504 ont été sélectionnés via les critères ci-dessus. Fin des années 2000, le projet MACS avait identifié plus de 850 amas de galaxies dont 101 à z ≥ 0.3. Depuis, les données (et notamment les températures) de 12 amas les plus profonds de l’échantillon ont été publiés en 2007 (Ebeling et al.(2007)[31]) (voir le tableau (B.1)). En 2010, de nouvelles données ont été publiées avec 34 nouveaux amas dans la gamme de redshift0.3≤z ≤0.4(Ebeling et al.(2010)[34]) (voir le tableau (B.2)), ce qui porte à 46 le nombre d’amas massifs.
L’avantage de MACS est double : il permet aujourd’hui de sonder les amas les plus profonds de l’Univers grâce à une large gamme de redshifts (entre 0.3 et 0.6) mais il permet aussi de mieux contraindre les modèles cosmologiques. En effet la fonction de masse ayant un comportement exponentiel, la queue de la distribution, c’est-à-dire à haute masse, est donc plus sensible aux effets d’évolution. Dans la suite de ce travail, je montrerai quels sont les avantages de MACS dans la contrainte des paramètres des relations d’échelle.
Etude de la population des amas X
On fait la science avec des faits, comme on fait une maison avec des pierres. Mais une accumulation de faits n’est pas plus une science qu’un tas de pierres n’est une maison. - Henri Poincaré
-Grâce aux différentes missions d’observation du ciel, la cosmologie a permis de comprendre l’évolution du contenu de l’Univers depuis des temps très reculés. Au-jourd’hui, elle essaie de comprendre l’Énergie Noire, composante de l’Univers qui est responsable de l’accélération de son expansion. Les scénarios pour expliquer cette accélération sont légions : constante cosmologique, quintessence, gravité modifiée aux grandes échelles. . . Il a été montré que l’évolution de l’abondance des amas avec le redshift est sensible au taux de croissance des fluctuations de densité de matière. L’utilisation de ces objets permet alors de mesurer le taux de croissance gravitation-nel de ces fluctuations. Ainsi, la population des amas pourrait devenir un outil pour tester si des modèles de gravité modifiée pourraient expliquer l’expansion accélérée de l’Univers. En effet dans ces modèles, la dynamique de l’expansion sera similaire à celle d’un modèle de concordance ΛCDM et grâce à différents tests géométrique les valeurs des paramètres cosmologiques resteront inchangées. Toutefois, la dynamique gravitationnelle des fluctuations de densité matière devrait avoir une signature bien différente de celle d’un Univers de Friedmann-Lemaître.
L’évolution de l’abondance des amas est un outil puissant dans l’étude de l’Éner-gie Noire. Elle requiert une connaissance parfaite de la physique interne de ces objets afin de ne pas biaiser notre compréhension de leur dynamique interne. Dans ce cha-pitre je vais présenter une étude menée à partir d’échantillons d’amas de galaxies X provenant des observations de ROSAT, XMM et Chandra. Je détaillerai les méthodes et outils utilisés pour calculer la fonction de distribution des amas X notamment à travers la fonction de température et quels ont été les résultats obtenus. Je diviserai mon étude sur un échantillon local puis sur des échantillons profonds et montrerai quelles contraintes j’ai obtenu sur leurs propriétés physiques.
La population des amas étant très sensible à leur masse, j’enquêterai sur les modifications des distributions qui peuvent être engendrées par un changement de masse ou par un changement du modèle de la fonction de distribution en masse (à
travers la fonction de masse). En combinant les données des observations récentes cosmologiques, je montrerai aussi quelle est la dépendance des amas aux paramètres cosmologiques.