Tab.4.2 –Amas Sources (1999)
Amas z ∆α × ∆δ T Ief f(a) RXJ1347-1145 0.451 4′ × 4′ 16.5 MS 1054 0.829 4′ × 4′ 17.0 Cl0152 0.833 4′ × 0.7′ 1.4 PC 1643 >2.8(b) 4′ × 4′ 24.0
(a)Temps d’int´egration effectif en heures. (b)Kneissl, Sunyaev & White (1998)
4.4
Observations de Janvier 1999
4.4.1
Sources et strat´egie d’observation
La strat´egie d’observation adopt´ee lors de cette campagne est similaire `a celle de 1997 moyen- nant quelques adaptations. Si nous avons conserv´e le principe de l’utilisation de la rotation de la Terre comme moteur du balayage de la source, nous avons cependant opt´e pour une couverture spatiale plus grande des sources, avec pour but la recherche d’´emission ´etendue en direction des amas cibles (cf. table 4.2). Les cartes r´ealis´ees couvrent en g´en´eral un champ de 4′
× 4′.
RXJ1347-1145 La cartographie de la partie centrale de cet amas a r´ev´el´e un tr`es fort d´ecr´ement
SZ. Il ´etait donc l´egitime de chercher une ´emission ´etendue. D’autre part l’´emission X, une fois corrig´ee de la contribution du fort cooling flow, laisse supposer la pr´esence d’un halo de gaz tr`es chaud (Allen et Fabian, 1998). Il ´etait fondamental d’´etendre la couverture de cette source de fa¸con `a confirmer notre d´etection (cf. Sec. 4.3.1).
MS1054 D´etect´e dans le EMSS, observ´e avec ROSAT, situ´e `a un redshift de z = 0.829, cet amas
est l’un des plus lointains connus (Donahue et al., 1999). Sa temp´erature de 12.3 keV en fait une source tout indiqu´ee pour DiaBolo. Il est malgr´e sa distance relativement ´etendu, et sa cartographie X semble r´ev´eler un amas double.
WARPS0152 D´etect´e par Ebeling et al. (1999b), cet amas du WARPS (Wide Angle ROSAT
Pointed Survey) n’a ´et´e observ´e que tr`es peu de temps. Beaucoup moins chaud que MS1054, il est cependant lui aussi relativement ´etendu et la distribution de son ´emission X pr´esente une certaine structuration.
PC1634 Jones et al. (1993; 1997) ont rapport´e la d´etection `a 5 GHz avec le Ryle t´elescope d’un
d´ecr´ement SZ en direction d’un Quasar double. Cette d´etection n’a pas ´et´e confirm´ee par les 16 ks d’observations X de ROSAT–PSPC (Kneissl et al., 1998).
Les caract´eristiques de ces amas sont d´etaill´ees dans la table 3.2 ( page 52).
Des cartes de ces quatre sources ont ´et´e obtenues en suivant le processus de traitement de donn´ees d´ecrit dans la section 4.3.3. Elles sont pr´esent´ees `a 2.1 mm (cf. Fig. 4.13, 4.14, 4.15, 4.16) apr`es un filtrage par une gaussienne de 25” de FWHM (taille ´equivalente `a celle du lobe).
4.4.2
Analyse pr´eliminaire pour RXJ1347-1145
Pour cette analyse pr´eliminaire des donn´ees 1999 de RXJ1347-1145 (cf. Fig. 4.13), nous n’avons pas effectu´e de mod´elisation aussi rigoureuse que pr´ec´edemment (cf. Sec. 4.3.6). Nous avons utilis´e un spectre SZ exact `a 9.3 keV et ajust´e un profil-β `a la carte `a 2.1 mm en laissant libre le param`etre de comptonisation et le rayon de coeur. La fonction de vraissemblance de cet ajustement est
pr´esent´ee sur la figure 4.17a et les param`etres optimaux correspondant `a son maximum sont :
y = 5.4+0.38−0.30× 10−4
Fig. 4.15 – WARP0152 vu `a 2.1 mm par DiaBolo (donn´ees 2000). Les contours correspondent `a l’´emission X
pour les niveaux de 1, 10, 30, 50, 70 et 90%.
4.4 Observations de Janvier 1999 77
Fig. 4.17 –Contours `a 68% et 99% de confiance dans le plan (y,θc) pour les donn´ees RXJ1347-1145 1999.
La valeur du param`etre de comptonisation est compatible `a 95% de confiance avec celle d´eduite des donn´ees 1997. Elle confirme la forte intensit´e de l’´emission SZ en direction de cet amas. La car- tographie de 4′
×4′nous permet d´ej`a de fixer de fortes conbtraintes sur la valeur de r
c. Notre valeur
est largement sup´erieur `a celle d´eduite des X (ie: 8.4”). Cette diff´erence peut ˆetre due `a la pr´esence
du cooling flow dont la contribution `a la luminosit´e X de l’amas lui donne cet aspect extr`emement
piqu´e. Comme nous l’avions escompt´e, nous avons mis en ´evidence une ´emission ´etendue en direc- tion de l’amas, dont la source pourrait ˆetre attribu´ee `a des r´egions peu denses et donc non d´etect´ees en X. La qualit´e de ces r´esultats confirme la n´ec´essit´e d’effectuer des cartographies SZ ´etendues des amas.
En plus de la source radio proche du centre de l’amas, une deuxi`eme est pr´esente dans notre champ d’observation. D´etect´ee comme la premi`ere dans le NVSS, son flux est de 20.4 ± 3.4 mJy
`a 1.4 GHz et elle se trouve au sud du maximum de l’´emission X : (α,δ)2000=(13h47m30.11s,-
11◦45m30.2s). Cependant, il semble relativement difficile d’extrapoler la contribution que pourrait
rep´esenter cette source `a 2 mm. Ainsi, nous avons n´eglig´e sa pr´esence et comme nous l’avons fait
dans la section 4.3.6, nous avons uniquement pris en compte la contributions de la radio source centrale dans l’ajustement des donn´ees. Nous lui avons attribu´e un profil de source ponctuelle. Son
flux `a 2.1 mm est d´eduit de son spectre radio (Komatsu et al., 1999) : F1 = 4.9 mJy. Suivant ces
hypoth`eses, il est alors possible de soustraire cette contribution `a la carte des donn´ees `a 2.1 mm avant de lui ajuster un profil-β dans lequel sont rest´es libres l’amplitude (param`etre de comptoni-
sation) et le rayon de coeur. Les valeurs de y et de rc correspondant au meilleur ajustement sont
obtenues pour un χ2 de 1.04 : y = 5.6+0.18−0.29× 10−4 rc= 37.4+6.9−6.4 arcsec
Les valeurs de y et rc ainsi obtenues sont compatibles avec les pr´ec´edentes `a 2σ. La prise en
compte des contributions des sources radio tend `a faire diminuer le rayon de coeur. La valeur
d´eduite des observations SZ est n´eanmoins 8 fois sup´erieure `a celle d´eduite des observations X. Cette valeur tr`es ´elev´ee du rayon de coeur est peut ˆetre biais´e par la mod´elisation basique des donn´ees. Cette suggestion prˆeche en faveur d’une mod´elisation plus pouss´ee des observations.
Dans tous les cas, ces r´esultats pr´eliminaires confirment ceux obtenus `a partir des donn´ees de 1997. Nous retrouvons l’important d´ecr´ement SZ en direction de RXJ1347-1145. De plus, nous avons d´etect´ee une ´emission ´etendue de l’amas. Un traitement d´etaill´e est maintenant n´ecessaire afin de mod´eliser correctement la proc´edure d’observation, quantifier les contributions millim´etriques des sources radio et caract´eriser la structure spatiale de l’amas.