Figure 8.3 – Ligne du haut : de gauche à droite, carte de l’effet tSZ reconstruite avec MILCA, carte de l’effet tSZ originale et carte de résidu pour la méthode MILCA. Ligne du bas, de gauche à droite, profil reconstruit pour les méthodes MILCA (en vert), NILC (en bleu foncé), MARIAN (en bleu ciel) et IRAP (en jaune), significativité de l’écart entre le profil original (en rouge) et les profils reconstruits pour ces mêmes méthodes.
pour MILCA, une faible corrélation (à 2 σ) pour les méthodes NILC et MARIAN, et une cor-rélation plus forte à 4 σ pour le méthode IRAP. Toutes les cartes issues de ces 4 méthodes sont fortement corrélées entre elles. Ainsi sur chaque figure de significativité, les mêmes structures sont observées, typiquement le décrément à -2 σ présent à environ 2 ⇥ R500. Sur l’ensemble du profil, la significativité de l’écart au modèle est inférieure à 2 σ pour MILCA, NILC et MARIAN. En revanche elle atteint 4 σ au centre du profil pour la méthode IRAP, indiquant un léger biais pour cette dernière méthode.
8.5 Le profil tSZ vu par Planck
8.5.1 Détection par fréquence d’observation
Dans un premier temps, nous avons cherché la signature brute de l’effet tSZ dans chacune des 9 cartes par fréquence des instruments LFI et HFI. Nous avons extrait un profil de brillance à chaque fréquence pour chacun des 62 amas de galaxies de l’échantillon XMM-ESZ. Ces profils ont été normalisés en unité de R500 pour l’abscisse et en unité de Φi/ < Φi > pour l’ordonnée, puis empilés.
Figure 8.4 – Ligne du haut : de gauche à droite, carte de l’effet tSZ reconstruite avec MILCA, carte de l’effet tSZ originale et carte de résidu pour la méthode MILCA. Ligne du bas, de gauche à droite, profil reconstruit pour les méthode MILCA (en vert), NILC (en bleu foncé), MARIAN (en bleu ciel) et IRAP (en jaune), significativité de l’écart entre le profil original (en rouge) et les profils reconstruits pour ces mêmes méthodes.
8.5. Le profil tSZ vu par Planck 147
Figure 8.5 – De haut en bas : résultats obtenus avec les méthodes MILCA, NILC, MARIAN et IRAP. De gauche à droite : carte reconstruite empilée, carte de résidus, corrélation entre la carte de résidu et la carte initiale, profil reconstruit, significativité de l’écart entre le profil reconstruit et le profil initiale.
Les résultats se trouvent à la figure 8.6, où l’erreur à 1 σ est représentée par la bande de couleur pâle. Le signal tSZ apparaît clairement dans la plupart des 9 fréquences. Le signal est positif à 545 et 353 GHz, voisin de 0 à 217 GHz et négatif aux fréquences inférieures. Les 62 amas considérés sont des sources tSZ brillantes et l’empilement des régions du ciel a pour effet de moyenner la contamination par les émissions astrophysiques autres que le tSZ. Étant donnée sa nature gaussienne, la contamination du CMB est particulièrement bien réduite par cette pro-cédure, en comparaison de la contamination par les émissions d’avant-plans galactiques ou les sources ponctuelles.
Le profil attendu est également représenté sur la figure à titre de comparaison. Cette première comparaison montre un bon accord au premier ordre entre les mesures issues du satellite Planck et le signal attendu à partir des mesures X, en supposant un profil de type GNFW.
Figure 8.6 – De gauche à droite et de haut en bas : profil tSZ obtenu en moyennant les profils pour les 62 amas de l’échantillon XMM-ESZ par ordre de fréquence décroissante de 857 GHz à 30 GHz. En noir la prédiction X en utilisant un profil de pression universel. En rouge les données issues des instruments HFI pour les hautes fréquences et LFI pour les basses fréquences.
8.5. Le profil tSZ vu par Planck 149
8.5.2 Le profil tSZ observé
Afin d’estimer la robustesse de notre estimation du signal tSZ, nous avons comparé les Y obtenus par les algorithmes de détection [Melin et al. 2006, Carvalho et al. 2009] utilisés pour la détection en aveugle des amas, avec le Y mesuré sur nos cartes de l’effet tSZ. Ces flux ont été mesurés en effectuant l’ajustement d’un profil universel convolué et projeté sur les données en fixant la valeur de R500 à celle présenté dans [Planck Collaboration et al. 2011k] et en ajustant uniquement la normalisation. La figure 8.7 présente l’accord obtenu pour la valeur de Y500. Dans la suite nous utiliserons les valeurs de MMF 3 pour le calcul des poids Φi. Pour assurer la robustesse des résultats, le profil a été calculé pour les trois méthodes MILCA, GMCA et NILC. La figure 8.8 présente les profils obtenus. Ces trois méthodes sont en parfait accord avec des χ2
réduits de 0.48 et 0.62 respectivement pour NILC et GMCA par rapport à MILCA.
La figure 8.9 présente le profil empilé obtenu pour MILCA avec les 62 amas de l’échantillon XMM-ESZ. Le signal tSZ est détecté sur plus de 2 ordres de grandeur en intensité. et jusqu’à une extension supérieure à 3 ⇥ R500, ce qui nous permet de sonder la partie externe des amas de galaxies. La partie la plus externe de la détection correspond à une densité de contraste δ comprise entre 50 et 100. La figure de droite montre la matrice de corrélation entre les points du profil empilé, qui met en évidence la forte corrélation existant entre les échantillons du profil.
Figure8.7 – Corrélation entre le Y500reconstruit via l’algorithme MMF3 et le Y500obtenu sur les cartes de l’effet tSZ par l’ajustement d’un modèle de pression universel. Le meilleur ajustement est présenté en trait noir continu et la droite Y500,DET = Y500,F IT est présentée en pointillé noir.
8.5.3 Comparaison avec le profil universel
En ne considérant que les erreurs statistiques, le profil mesuré est significativement en dessous du modèle. En prenant en compte les erreurs sur le modèle et la corrélation entre les points du profil mesuré on obtient une valeur de 3.53 pour le χ2 réduit mesuré, dans un rayon de 3 ⇥ R500. Dans la mesure où les tests effectués sur des simulations montrent un très bon accord entre les profils d’entrée et de sortie cette différence n’est pas un artefact de la méthode utilisée mais une différence intrinsèque. Cette différence est significative à 2-3 σ entre 1 et 3 ⇥ R500.
Figure 8.8 – En haut : profil de l’effet tSZ empilé obtenu pour trois méthodes de séparation de composantes : en rouge pour MILCA, en bleu pour NILC et en vert pour GMCA. En noir est tracé le profil de pression universel, la zone en rouge pâle correspond à la dispersion des profils tSZ individuels avec la méthode MILCA. En bas : écart entre le profil mesuré et le modèle en unité de σ.
Figure 8.9 – Panel de gauche : en haut, profil de l’effet tSZ empilé obtenu avec MILCA (en rouge) comparé au profil de pression universel. Les courbes en gris clair présentent les profils pour chaque amas de galaxies et la zone en rouge clair indique la dispersion des profils d’effet tSZ au sein de l’échantillon. En bas écart entre le profil mesuré et le modèle en unité de σ. Panel de droite : Matrice de corrélation du profil de l’effet tSZ. On observe la forte corrélation existante entre les échantillons du profil et leur plus proches voisins.