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Journée des thèses 2007 Luis FERRAMACHO 2 ème année de thèse Encadrant: Alain BLANCHARD Introduction LUnivers actuel et.

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1 Journée des thèses 2007 Luis FERRAMACHO 2 ème année de thèse Encadrant: Alain BLANCHARD Introduction LUnivers actuel et son évolution antérieure sont décrits par des modèles cosmologiques qui dépendent dun certain numéro de paramètres libres. Un des principaux objectifs de la cosmologie observationnelle consiste à contraindre ces paramètres avec une grande précision. Les observations du CMB et des Supernovae de la dernière décennie ont permis daboutir à un modèle Standard qui évoque la présence dune mystérieuse énergie sombre dont la nature exacte reste encore inconnue. Pour contraindre avec précision léquation détat de lénergie sombre et dautres paramètres, il faut combiner plusieurs observations pour lever les dégénérescences de ceux-ci. Dans le cadre de ma thèse, je me suis focalisé sur deux méthodes qui sappuient sur différentes observations: la fraction de gaz dans les amas de galaxies et la fonction de corrélation des galaxies rouge avec la détection du pic acoustique baryonique. Fraction de gaz des amas de galaxies comme test cosmologique Fonction de Corrélation des galaxies La fraction de masse de gaz à un rayon donné est définie comme fg(r)=M g (r)/M tot (r), et pour la déterminer, il faut avoir une bonne estimation de la masse de gaz et de la masse totale contenue dans ce rayon. Les masses de gaz ont été évaluées en intégrant le modèle (Cavaliere & Lusco-Fermiano 1976): Des simulations numériques qui prennent uniquement en compte la physique gravitationnelle montrent que les halos de masse dans les amas de galaxies suivent un profil universel, appelé le profil NFW (Navarro, Frenk & White 1997) : La normalisation de ce profil peut être obtenu en utilisant la masse totale au rayon de viriel, qui se détermine par sa définition, avec le fait que pour un cadre déchauffement gravitationnel du gaz,, ce qui donne: Ces expressions ont été utilisées pour calculer les fractions de gaz à différents rayons normalisés. Les figures à gauche représentent les résultats pour un ensemble de 36 amas proches et 16 amas lointains à 3 rayons différents pour un modèle cosmologique de concordance. On peut voir une dépendance sur la température, qui est plus forte dans les rayons intérieurs. Si les fractions de gaz varient avec la température, la théorie standard pour le croissance de structure implique que, où T*(z) est la température caractéristique associée avec une masse caractéristique à lépoque z et définie comme (M*,z) = constant. Un test cosmologique qui prend en compte cette dépendance sur la température a été effectué, en comparant les fractions de gaz à haut redshift, fortement dépendants de m et avec les fractions de gaz attendues à partir de la distribution pour amas plus proches, qui ne dépendent que faiblement des paramètres cosmologiques. Pour faire ceci, la distribution des amas proches a été ajouté avec une loi de puissance qui a permis dobtenir un modèle pour calculer le chi²: Les résultats sont présentés sous la forme de fonctions de vraisemblance pour m dans un Univers plat. Ils montrent que ce test dépend beaucoup du rayon utilisé pour leffectuer, puisquon obtient des valeurs non compatibles a plus de 2. bremsstrahlung radiation Contraintes sur les paramètres cosmologiques: La fraction de gaz des amas de galaxies et la fonction de corrélation des galaxies: Fonctions de vraisemblance pour m dans un univers plat a differents rayons et avec deux normalisations A TM (Haut: A TM =6.26 keV; Bas: A TM = 4.9 m keV). Les lignes solides correspond au test appliqué au rayon de viriel. Les autres lignes correspond au fonctions de vraisemblance à dautres rayons: R1 (dot), R2 (dashed), R500 (dashed-dot) and R2500 (dashed-dot-dot). Les différences sont probablement dues au fait que les amas sont des objets bien complexes, dont la physique du gaz chaud ne peut pas être bien décrite dans un cadre purement gravitationnel. La principale conclusion de ce travail est que la détermination des paramètres cosmologiques, à partir des fractions de masse de gaz des amas de galaxies, présente d importantes incertitudes qui compromettent sérieusement cette méthode, jusquà ce quon obtienne une meilleure connaissance de la physique de léchauffement dans les amas. Un des développements les plus importants en cosmologie observationnelle dans les dernières années a été la première détection du pic acoustique baryonique dans la fonction de corrélation des galaxies rouges observées dans le survey SDSS (Eisenstein et al. 2005). Lexistence de ce pic était prévue par la théorie standard de formation des structures, et sa détection a permis dobtenir une nouvelle méthode pour contraindre les paramètres cosmologiques et léquation détat de lénergie sombre. La fonction de corrélation est une mesure statistique de la quantité de matière séparée par une distance R. Sa forme théorique peut, en principe, être déterminée par la théorie standard et dépend fortement de la densité de matière m et de baryons b, tout comme dautres paramètres liés au spectre de puissance primordial. Jusquà présent, le travail effectué pour ma thèse a consisté à obtenir la fonction de corrélation théorique de façon à lutiliser avec les données de SDSS dans un test cosmologique. Pour cela, jai utilisé le logiciel CAMB (Code for Anisotropies of Microwave Background) pour calculer le spectre de puissance linéaire de la matière au redshift moyen de lensemble du SDSS (z=0.35). Le résultat obtenu a été corrigé pour prendre en compte les facteurs non linéaires sur lévolution gravitationnelle des structures qui provoquent une suppression des oscillations, dans le spectre de puissance, observée dans les simulations numériques. La fonction de corrélation a été ensuite calculée en appliquant une transformée de Fourier sur ce spectre de puissance corrigé. Le code résultant permet de contraindre les paramètres cosmologiques avec le ²: Dans cette expression, SDSS représente les données de SDSS sur la fonction de corrélation, C -1 linverse de la matrice de covariance de ces données et ( ) les valeurs théoriques dépendants sur lensemble de paramètres cosmologiques. La figure à droite montre le résultats de ce test pour les paramètres m h 2 et. On voit quil existe une forte dégénérescence sur, mais que m h² est bien contraint avec la valeur de vraisemblance maximal proche de Dans la suite de ma thèse le code effectué sera optimisé pour prendre en compte dautres effets de correction et qui sera utilisé conjointement avec dautres codes (Supernovae et CMB) dans une chaîne de Markov pour contraindre des modèles dénergie sombre variable. Intervalles de confiance pour m h² et obtenus avec la fonction de corrélation SDSS. h² Fonctions de corrélation théoriques meilleur ajustés aux donnés de SDSS, pour différents paramètres cosmologiques. En haut: m h²=0.12 ; =0.7. En bas: m h²=0.16 ; =0.7.


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