Résultats pour A399-A401

Les tables 9.2,9.3 et 9.4 présentent les meilleurs ajustements pour la paire A399-A401, pour les modèles β, GNFW1 et GNFW2 respectivement. Les cartes de résidus pour l’effet tSZ sont présentées à la figure 9.3. Nous remarquons que la température obtenue avec le modèle GNFW2 est significativement plus faible que la température obtenue à partir des données XMM-Newton par [Sakelliou & Ponman 2004]. Pour les deux autres modèles cette température a été fixée

9.3. Modélisation des amas, l’effet tSZ et l’émission X 167

Figure 9.4 – De gauche à droite et de haut en bas nous présentons la carte de coups ROSAT, le résidu pour le β-model et les modèles GNFW1 et GNFW2 décrits dans le texte.

Table9.2 – Meilleur ajustement pour un profil de pression de type β-model. Les valeurs de kT et Rmax ont été fixées aux valeurs indiquées.

Cluster β rc (kpc) n0(cm−3) KT (keV) Rmax(kpc) A399 0.928 432.8 2.368 × 10−3 7.23 2160 A401 0.928 298.4 5.504 × 10−3 8.70 2340 A3391 0.620 213.0 2.61 × 10−3 6.0 1500 A3395SW 0.673 328.0 1.17 × 10−3 4.8 1400 A3395E 0.726 356.6 1.17 × 10−3 5.0 1200

Table 9.3 – Meilleur ajustement pour le modèle GNFW. β et kT sont fixés à des valeurs constantes pour cette analyse.

Cluster c500 γ α β r500 (Mpc) P0 (keV / cm3) kT (keV) A399 1.804 0.0 1.252 3.5 1.11 2.04 ×10−2 7.23 A401 2.58 0.016 1.592 3.5 1.24 3.76 ×10−2 8.47 A3391 0.69 0.0333 0.725 3.5 0.9 3.083 ×10−2 6.0 A3395SW 2.65 0.0666 2.0 3.5 1.1 0.7 ×10−2 4.8 A3395E 0.3 0.0 0.583 3.5 0.9 1.89 ×10−2 5.0

Table9.4 – Meilleur ajustement pour le modèle GNFW2. c500, γ, ↵ et r500 sont fixés aux valeurs indiquées.

Cluster c500 γ α β r500 (Mpc) P0 (keV cm3) kT (keV) A399 1.18 0.308 1.05 3.5 1.11 0.97 ×10−2 5.0 A401 1.18 0.308 1.05 5.0 1.24 2.4 ×10−2 6.5 A3391 1.18 0.308 1.05 3.5 0.89 0.75 ×10−2 6.0 A3395SW 1.18 0.308 1.05 3.5 0.93 0.40 ×10−2 4.8 A3395E 1.18 0.308 1.05 3.5 0.93 0.40 ×10−2 5.0

Figure 9.5 – Comparaison entre les profils tSZ et X observés et les modèles pour la paire d’amas de galaxies A399-A401. La courbe rouge correspond au meilleur ajustement du modèle GNFW2 sur les données. La ligne en pointillé provient du meilleur ajustement par [Sakelliou & Ponman 2004] à partir des données X. Pour chaque figures le cadre du haut présente le profil total et le cadre du bas présente le profil de résidus après soustraction du modèle GNFW2.

9.3. Modélisation des amas, l’effet tSZ et l’émission X 169

à la température spectroscopique X [Sakelliou & Ponman 2004]. La métallicité a été fixée à 0.2Z_%. La densité de colonne d’hydrogène neutre dans la direction de la paire A399-A401 est de nH = 1.09⇥ 1021cm⁻² [Dickey & Lockman 1990] et les décalages vers le rouge sont respective-ment z = 0.0737 et z = 0.0724 pour A399 et A401. Pour la calcul du modèle issu de [Sakelliou & Ponman 2004], le rayon d’intégration du modèle le long de la ligne de visée a été fixé à r200. Ce choix n’a pas de répercutions sur le résultat tant que le rayon maximal est suffisamment large. Nous ne discuterons pas plus avant le désaccord entre ces deux valeurs. Notre propos est de reproduire au mieux les profils X et tSZ des amas de galaxies dans la partie externe de la paire afin de pouvoir les extrapoler dans la partie interne et ainsi soustraire la contribution des amas ne laissant que l’excès que nous désirons caractériser.

La figure 9.3 met en évidence le résidu présent dans la partie interne de la paire après soustraction de la contribution des amas de galaxies. Ceci s’observe aussi à la figure 9.5, en haut, qui présente le profil longitudinal d’effet tSZ et le résidu après soustraction du modèle GNW2. On observe un excès de signal prédit à partir du modèle issu des contraintes X [Sakelliou & Ponman 2004] (en pointillé). L’origine de ce désaccord peut être une surestimation de la température (la tem-pérature X étant pondérée par le carré de la densité, là où la temtem-pérature tSZ est pondérée par la densité), ou à une surestimation de la densité dans les parties externes des amas par le β-model ajusté sur l’émission X [Sakelliou & Ponman 2004] qui ne contraint que faiblement les partie externe de l’amas. Une telle surestimation se répercute sur l’ensemble de la carte que nous observons, du fait de la projection sur la ligne de visée.

Dans la figure 9.4 nous présentons la carte de ROSAT-PSPC pour la paire A399-A401 et les résidus après soustraction des modèles β, GNFW1 et GNFW2. Nous observons que le modèle sous estime légèrement le signal dans la partie centrale de la paire, cet excès coïncidant ainsi avec l’excès que nous observons via l’effet tSZ. Ceci s’observe également en bas sur la figure 9.5 qui présente le profil X observé et le résidu obtenu pour le modèle de pression GNFW2 que nous utilisons. Un excès similaire est également observé avec les données XMM-Newton par [Sakelliou & Ponman 2004], pour lequel ces derniers concluent : "Qu’aucun des deux amas n’abritent un noyau actif de galaxie, dont la présence pourrait être invoquée pour expliquer le besoin d’une faible composante centrale supplémentaire". Le profil déduit des observations XMM-Newton est également représenté en pointillé sur la figure, dont l’accord est excellent pour l’émission X, a contrario de ce que l’on observe pour l’émission tSZ.

Cependant, ce désaccord n’est pas surprenant, nous avons déjà mentionné plusieurs éléments de réponse. En effet, comme là montré [Hallman et al. 2007], l’hypothèse selon laquelle l’amas serait isotherme affecte la détermination des paramètres physiques de l’amas avec les effet tSZ et X. Le profil des émissions tSZ et X ne peut être représenté de façon satisfaisante avec les mêmes paramètres pour un β-model.

Les différences de sensibilités des 2 effets (tSZ et bremsstrahlung) aux détails des distributions de température et de densité sont également importantes, même si l’on compare les grandeurs inté-grées Y (le paramètre de Compton intégré), et Y_X = k_BT M_gas [Kravtsov et al. 2006], le rapport entre ces grandeurs est inférieur à 1 comme le montre diverses analyses ( [Arnaud et al. 2010, Planck Collaboration et al. 2011q,Andersson & SPT Collaboration 2010,Rozo et al. 2012]). Ceci est en accord avec nos résultats et confirme la nécessité d’une analyse conjointe tSZ et X-ray pour lever les dégénérescences.

Toutefois, bien que notre description des amas soit limitée pour la partie interne de ces derniers, elle permet une description satisfaisante de la partie externe des amas. Ceci nous permet une soustraction efficace de la contribution des amas dans la région interne à la paire.

Figure 9.6 – Cartes du paramètre de Compton de l’effet tSZ, meilleur ajustement et résidus après soustraction de ce dernier pour la paire A3395-A3391