7.3.1 Pureté et complétude
Les figures 7.12 présentent à gauche la pureté (qui est l’espérance du rapport entre le nombre de détections qui sont des amas de galaxies et le nombre total de détections) et à droite la complétude (qui est l’espérance du rapport entre le nombre d’amas de galaxies détectés et le nombre total d’amas de galaxies) de l’ESZ en fonction du Y de l’amas de galaxies considéré. La pureté a été estimée à partir de la détection d’amas de galaxies avec la méthode MMF3 pour des données simulées. On observe qu’au-delà d’un signal sur bruit de 5 la totalité des détections sont effectivement des amas de galaxies. Ce niveau de pureté tombe à 0.6 pour un signal sur bruit de 4 et à environ 0.2 pour un signal sur bruit de 3. L’ESZ est construit avec une valeur minimale en signal sur bruit de 6, assurant ainsi un haut niveau de pureté dans cet échantillon. Il serait tentant d’exprimer la complétude en fonction du paramètre Y observé en arcmin2, cependant pour un échantillon d’amas on préférera le représenter en fonction du Y physique en M pc2, qui est directement relié à la masse par une relation d’échelle. On constate sur cette figure
1. http ://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ 2. http ://ned.ipac.caltech.edu/
7.3. Propriétés statistiques de l’ESZ 137
Figure 7.11 – Distribution des amas de galaxies de l’ESZ (projection galactique Aitoff). À gauche : En bleu les amas de galaxies de l’ESZ identifiés avec des amas connus, en vert les amas candidats confirmés au moment de la publication du catalogue et en rouge les candidats nouveaux amas de l’ESZ qui furent validés ensuite. À droite : les losanges rouges correspondent aux amas de l’ESZ, les croix noires sont l’ensemble des observations avant 2010, les triangles bleus foncé sont les amas d’ACT [Menanteau et al. 2010] et les carrés violets sont les amas de SPT [Vanderlinde et al. 2010]. La bande bleue centrée sur le plan galactique montre la zone masquée dans la construction de l’ESZ en dessous de 14 degrés de latitude.
que l’échantillon est complet pour les amas de galaxies ayant un Y supérieur à 10−3M pc2. La complétude tombe à 0.4 pour un Y de 10−4 M pc2 et tombe à 0 pour un Y de 10−5 M pc2.
Figure 7.12 – À gauche : pureté du catalogue ESZ en fonction du Y de l’amas de galaxies considéré exprimé en terme de rapport signal sur bruit. À droite : complétude du catalogue ESZ en fonction du Y de l’amas de galaxies considéré en Mpc2.
7.3.2 Distribution en décalage vers le rouge
La figure 7.13 (panel de gauche) présente la distribution en redshift de l’ESZ. En bleu est représentée la distribution des redshifts pour les amas connus de l’échantillon ESZ, et en rouge pour les amas nouvellement découverts via Planck. Le trait noir représente la distribution pour les amas issus du ROSAT All Sky Survey (RASS) (le nombre d’entrées est divisé par 10). On constate comme attendu qu’un échantillon sélectionné via l’effet tSZ favorise des décalages vers le rouge plus hauts qu’un échantillon sélectionné via l’émission X. De même, les amas nouvellement
découverts se trouvent dans la partie à haut redshift de la distribution des amas de galaxies de l’ESZ, les catalogues d’amas de galaxies en optique ou en X étant complets à très bas décalage vers le rouge, indiquant l’importance de l’effet tSZ pour aller sonder la distribution de matière à haut z.
Figure7.13 – À gauche : distribution en redshift de l’ESZ. En bleu est représentée la distribution des décalages vers le rouge pour les amas de galaxies connus de l’échantillon ESZ, et en rouge pour les amas nouvellement découverts via Planck. Le trait noir représente la distribution pour les amas de galaxies issus du ROSAT All Sky Survey (RASS). À droite : distribution en masse de l’ESZ. Est représentée en bleu la distribution des amas de galaxies de l’ESZ déjà connue en X, et en rouge les amas de galaxies ayant été découverts par Planck. La courbe noire présente la distribution en masse pour les amas du RASS (le nombre d’entrées est divisé par 10).
7.3.3 Distribution en masse
La figure 7.13 (panel de droite) présente la distribution en masse de l’ESZ. De nouveau, nous mettons clairement en évidence le fait que l’effet tSZ favorise les amas de galaxies ayant une grande masse, bien plus que l’émission X. La distribution en masse des amas de galaxies de l’ESZ présente un maximum à M500 = 15.1014M% et varie de plus d’un ordre de grandeur en masse en allant jusqu’à environ 1014M%, couvrant ainsi l’ensemble de la gamme de masse pour un amas de galaxie. Aussi les amas nouvellement découverts via Planck et l’effet tSZ se trouvent dans la région la plus haute en masse de la distribution, incluant un amas extrêmement massif à plus de 15.1014M%.
Chapitre 8
Le profil de pression des amas de
galaxies
Sommaire
8.1 Échantillon d’amas utilisé . . . 139 8.2 Le signal tSZ attendu . . . 140 8.3 Reconstruction du profil tSZ . . . 140 8.3.1 Calcul du profil tSZ . . . 140 8.3.2 Corrélation entre les points du profil . . . 141 8.3.3 Modélisation du profil de l’effet tSZ . . . 141 8.3.4 Empilement des profils . . . 142 8.4 Validation de la méthode sur des simulations . . . 143 8.4.1 Simulation du ciel tSZ . . . 143 8.4.2 Profils reconstruits sur les simulations . . . 144 8.5 Le profil tSZ vu par Planck . . . 145 8.5.1 Détection par fréquence d’observation . . . 145 8.5.2 Le profil tSZ observé . . . 149 8.5.3 Comparaison avec le profil universel . . . 149 8.6 Le profil de pression vu par Planck . . . 150 8.6.1 Déconvolution et déprojection . . . 150 8.6.2 Le profil de pression empilé . . . 151 8.6.3 Ajustement du profil GNFW . . . 152 8.7 Discussion . . . 154 8.7.1 Les différentes régions du profil de pression . . . 154 8.7.2 Comparaison avec les prédictions théoriques . . . 155
L’effet tSZ est proportionnel à la pression du gaz d’électrons (produit de la densité électro-nique par la température). La mesure de cet effet permet ainsi d’avoir une sonde directe de la répartition de la pression du gaz d’électrons au sein d’un amas de galaxies. Sous l’hypothèse que les amas de galaxies peuvent être décrits par un profil de pression universel, nous chercherons dans ce chapitre à contraindre ce profil de pression.
8.1 Échantillon d’amas utilisé
Dans cette analyse nous nous focaliserons sur 62 amas de galaxies du catalogue ESZ. Cet échantillon est décrit dans [Planck Collaboration et al. 2011j]. Ces 62 amas étaient déjà détectés en X [Piffaretti et al. 2011], et ont été observés avec précision par le satellite XMM-Newton, permettant une analyse X de haute qualité. Les masses et les rayons des amas de cet échantillon ont été estimés en utilisant la relation d’échelle M500− YX [Pratt et al. 2010].
Le rayon R500 a été calculé de façon itérative [Kravtsov et al. 2006]. Bien que cet échantillon ne soit ni complet et ni représentatif de l’ensemble des amas de galaxies, il constitue l’échantillon le
plus vaste de haute qualité en SZ et en X disponible à l’heure actuelle. La plupart de ces objets se trouvent à des redshifts inférieurs à 0.3 (et tous inférieurs à 0.5) et couvrent un ordre de grandeur en masse. En terme de taille angulaire sur le ciel, ces amas s’échelonnent de 3.7 à 22.8 arcminutes avec une valeur médiane de 7.6. Ces amas brillants et étendus sont les cibles privilégiées pour étudier la distribution spatiale du milieu intra-amas via la mesure de l’effet tSZ rendant compte de la pression d’électrons. Cet échantillon sera référé dans la suite sous l’appellation XMM-ESZ