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Avertissement Lexposé qui suit nest pas destiné au grand public. Cependant, certaines parties sont accessibles à tous (à condition dy mettre un peu de cœur). Pour vous guider, les diapositives ont été marquées dun signe en haut à gauche selon le niveau de difficulté : amoureux des sciences : contexte et démarche scientifique physicien dans lâme : principes physiques sous-jacents cosmologiste averti : subtilités techniques

Amas de galaxies et effet Sunyaev-Zeldovich : observations et étude des effets de sélection des sondages Thèse réalisée de septembre 2001 à juin 2004 au Laboratoire de Physique Corpusculaire et Cosmologie sous la direction de Jean-Baptiste Melin James Bartlett Jacques Delabrouille

Suivez le fil dAriane. Amas de galaxies et Cosmologie Leffet Sunyaev-Zeldovich (SZ)

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Archeops, WMAP, VSA Simulation dobservations C l SZ

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Image optique Les amas de galaxies 0,5 Mpc Image X Site Internet de R. E. White gaz chaud (H, He) ionisé à 10 7 Kplusieurs centaines de galaxies matière sombre

Image optique Les amas de galaxies 0,5 Mpc Image X Site Internet de R. E. White 10 14 -10 15 M gaz chaud (H, He) ionisé à 10 7 Kplusieurs centaines de galaxies 3%12% 85% matière sombre

Formation des structures dans lUnivers ICC, Durham 50 Mpc

Formation des structures dans lUnivers ICC, Durham

Jenkins et al., 1998 Structures et paramètres cosmologiques m =0,3 =0,7 m =1 =0 CDM Z=0 240h -1 Mpc Z=1Z=3

Comptages damas et paramètres cosmologiques m =0,3 =0,7 m =1 =0 CDM M>10 14 M

m =0,3 =0,7 m =1 =0 CDM m =0,3 =0,7 M>10 14 M Comptages damas et paramètres cosmologiques Normalisation du spectre de puissance des fluctuations de densité plus grande

m =0,3 =0,7 m =1 =0 CDM m =0,3 =0,7 8 = 0,9 8 = 1,0 M>10 14 M Comptages damas et paramètres cosmologiques

« Surcontraindre » les paramètres cosmologiques Bahcall et al. 1999 m

Suivez le fil dAriane. Amas de galaxies et Cosmologie Leffet Sunyaev-Zeldovich (SZ) Formation des structures (évolution, gaz, galaxies) 3 ème contrainte cosmologique ( m,, 8, w,…)

Quest ce que leffet Sunyaev-Zeldovich ? instrument CMB amas de galaxies h h h h. e -

Distorsion spectrale induite par les effets SZ thermique et cinétique (1/2) Effet thermiqueEffet cinétique ~ 10 -3 ~ 10 -4 [arcmin 2 ] c

10 4 effet thermique effet cinétique (GHz) Distorsion spectrale induite par les effets SZ thermique et cinétique (2/2)

Un effet SZ polarisé intéressant vitesse transverse ~ 10 -7

Les atouts de lobservation SZ Caractéristiques essentielles effet SZ « indépendant » du redshift de lamas diffusant émission X n e 2 et diffusion SZ n e Applications effet SZ thermique : comptage damas, structures à grande échelle effet SZ cinétique (et polarisé) : vitesses à grande échelle Expériences AMI, SZA, AMiBA, SuZIE, Bolocam, ACBAR, APEX, SPT, ACT, Olimpo, WMAP, Planck Carlstrom et al.

La future génération dinstruments AMISPT Planck Interféromètre BolomètresRadiomètres + Bolomètres Sol Espace 15 GHz150 et 217 GHz30 à 857 GHz 10 deg 2 4000 deg 2 41200 deg 2 résolution : 2 arcmin résolution : 1 arcmin (150 GHz) résolution : 5 arcmin (217 GHz) sensibilité : 5 K (1 mois) sensibilité : 6 K (100 GHz) (1 an et demi) sensibilité : 10 K (sur 1deg 2 en 1 heure) 2005 20082007 8 mètres

Suivez le fil dAriane. Amas de galaxies et Cosmologie Leffet Sunyaev-Zeldovich (SZ) Diffusion Compton inverse des photons du CMB sur les électrons du gaz intra amas Permet la détection damas à grand redshift Formation des structures (évolution, gaz, galaxies) 3 ème contrainte cosmologique ( m,, 8, w,…)

instrument CMB amas de galaxies h h h h. e-. e- 12 3 4 Fil dAriane

Fil dAriane : faisons le point… instrument CMB amas de galaxies h h h h.e-.e- 12 3 4

Que vont précisément observer les instruments SZ ? Simulation de cartes SZ Comment extraire les amas des cartes dobservation ? Extraction damas Comment lier le nombre damas observés au nombre damas (prédit théoriquement) réellement présents dans le ciel ? Fonctions de sélection …avant de passer à la suite

Fil dAriane Que vont précisément observer les instruments SZ ? Comment extraire les amas des cartes dobservation ? Comment lier le nombre damas observés au nombre damas (prédit théoriquement) réellement présents dans le ciel ? Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Archeops, WMAP, VSA Simulation dobservations C l SZ

Objectif Cosmologie donnée : H 0, m,, b Cartes deffets SZ thermique cinétique polarisé rapidement

Simulation de cartes SZ Fonction de masse (type Press-Schechter) Tirage de Poisson Positions et vitesses tirées aléatoirement Simulations N-corps Codes hydrodynamiques Hubble volume approche intermédiaire approche simple... approche complète... Kneissl et al. (2001) Aghanim et al. (2003) Thomas et al. (2002) da Silva et al. (2004)

Tirage du catalogue Modélisation des amas Fonction de masse Tirage de Poisson Modèle T e et n e fonction de M et z T e M 2/3 (1+z) r c M 1/3 (1+z) -1

La boite Univers Observateur Angle solide de la carte Coquille z z+dz construite à laide du spectre de fluctuations de densité P(k) Positions et vitesses des amas /

Corrélations spatiales CDM m =1 CDM m =0,3 =0,7

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Archeops, WMAP, VSA Simulation dobservations C l SZ SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Simulation dobservations C l SZ Archeops, WMAP, VSA SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc

3º3º 3º3º Carte damas SZ Carte dobservation simulée à 15 GHZ Expérience AMI (mono fréquence) y T/T Simulation de cartes dobservations réalistes

Contribution damas SZ non résolus au spectre de puissance des anisotropies du CMB

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Simulation dobservations C l SZ Archeops, WMAP, VSA C l SZ en accord avec lexcès CBI si 8 supérieur de 10% SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc

Les algorithmes de détection existants Hobson et al., 2003Herranz et al., 2002Diego et al., 2002 performante mais gourmande en temps rapide mais construite pour Planck filtres ingénieux mais blending non pris en compte observation ajustement du « fond » « fond » soustraitcarte SExtractor Méthodes classiques Nouvelles méthodes SZ

Principe du filtre adapté (1/2) PROFIL NORMALISEBRUIT AMPLITUDE ? CMB CMB+lobe bruit instrumental c =2 arcmin c

Estimateur linéaire non biaisé =0 minimise la variance A est (S/N) est = A est / Principe du filtre adapté (2/2) mono fréquence & multi fréquence dans lespace de Fourier dans lespace réel

Anisotropies primaires du CMB Lobe instrumental (fwhm=2 arcmin) Bruit blanc insrumental ( T=20 K/pix) Sources radios (S<0,1mJy à 15 GHZ) Multi fréquence ( =15, 30, 90 GHz) Cosmologie : CDM 3º3º 3º3º pix=30 Extraction damas Simulations 15 GHz30 GHz90 GHz

Extraction damas Filtrage adapté des cartes c (filtre)=0,1 arcmin

c (filtre)=0,2 arcmin Extraction damas Filtrage adapté des cartes

c (filtre)=0,3 arcmin Extraction damas Filtrage adapté des cartes

… … Extraction damas Echantillon de cartes filtrées c (filtre)=0,1 arcmin c (filtre)=1,6 arcmin c (filtre)=3,0 arcmin

S/N carte >pic+ S/N limite * Extraction damas Candidats amas … … c (filtre)=0,1 arcmin c (filtre)=1,6 arcmin c (filtre)=3,0 arcmin S/N limite = 3, 5, …

c =0,2 arcmin c =0,1 arcmin c =0,3 arcmin c =3,0 arcmin...... c donné par le maximum de S/N dans Y fourni par la carte filtrée a léchelle c blending Extraction damas Détermination de c et Y

15 GHz30 GHz90 GHz Extraction damas Une détection efficace EntréeSortie 783 amas 268 amas M>10 14 M S/N>3

Extraction damas Mais une photométrie peu précise c, y 0 et Y donnés par le filtre S/N>3 rayon de cœur c paramètre y 0 paramètre Y

Extraction damas Le fautif est c ! y 0 et Y donnés par le filtre c vrai S/N>3 rayon de cœur c paramètre y 0 paramètre Y

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Simulation dobservations C l SZ Archeops, WMAP, VSA C l SZ en accord avec lexcès CBI si 8 supérieur de 10% Extraction rapide Détection performante mais photométrie très sensible au spectre de bruit SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc

WMAP, Archeops et VSA Coma (z=0,02 T e =9 keV) A1795 (z=0,06 Te=8 keV) WMAP(90 GHz) T[mK] = -0,34 ± 0,18 MITO (143 GHz) T[mK] = -0,18 ± 0,08 c =10,5 arcmin c =2,2 arcmin

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Simulation dobservations C l SZ Archeops, WMAP, VSA C l SZ en accord avec lexcès CBI si 8 supérieur de 10% Détection de Coma et A1795 SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc Extraction rapide Détection performante mais photométrie très sensible au spectre de bruit

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Simulation dobservations C l SZ Archeops, WMAP, VSA C l SZ en accord avec lexcès CBI si 8 supérieur de 10% SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc Extraction rapide Détection performante mais photométrie très sensible au spectre de bruit Détection de Coma et A1795

Catalogue dentréeCatalogue de sortie Code de simulation SZ rapide Comparaison La fonction de sélection Un triangle Monte Carlo Code de détection SZ rapide Fonction de sélection Principe de calcul

Fonction de sélection Un exemple concret CDM avec excès CBI CDM C l parfaitement connu simulations détection complétude théorique Excès CBI simulations détection complétude théorique

Fonction de sélection Une coupure non triviale C l parfaitement connu Y constant tous les amas de flux Y>5.10 -5 arcmin 2 Y>10 -4 arcmin 2 Y>3.10 -4 arcmin 2

Fonction de sélection Sélection dans le plan ( c,Y) non détecté détecté coupure si C l parfaitement connu coupure avec excès CBI détecté non détecté

Fonction de sélection Comptages observés C l parfaitement connu Ajustement du cas précèdent ( M =0,30 =0,82) Excès CBI non modélisé Ajustement du cas précèdent ( M =0,40 =0,45) tous les amas de flux Y>5.10 -5 arcmin 2 C l parfaitement connu Excès CBI non modélisé

Fonction de sélection Influence sur les paramètres cosmologiques C l parfaitement connu Excès CBI non modélisé

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Simulation dobservations C l SZ Archeops, WMAP, VSA C l SZ en accord avec lexcès CBI si 8 supérieur de 10% Fonction de sélection non triviale (dépend à la fois de c et Y) Indispensable à la détermination des paramètres cosmologiques SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc Extraction rapide Détection performante mais photométrie très sensible au spectre de bruit Détection de Coma et A1795

Fil dAriane Simulation de cartes SZ Extraction damas Fonctions de sélection Simulation dobservations C l SZ Archeops, WMAP, VSA C l SZ en accord avec lexcès CBI si 8 supérieur de 10% ? SZ thermique, cinétique, polarisé Code rapide Corrélations pour r>15h -1 Mpc Extraction rapide Détection performante mais photométrie très sensible au spectre de bruit Fonction de sélection non triviale (dépend à la fois de c et Y) Indispensable à la détermination des paramètres cosmologiques Détection de Coma et A1795

Conclusions (1/2) Ce qui a été fait. Développement de méthodes permettant dévaluer les performances scientifiques des instruments SZ –simulation de cartes SZ corrélées –méthode dextraction rapide des amas (filtres adaptés) –effets de sélection Etude dobservations millimétriques récentes –excès CBI –amas dans Archeops, WMAP et VSA –champs en aveugle de SuZIE

Conclusions (2/2) Etapes suivantes et perspectives Analyse exhaustive des performances de la prochaine génération dinstruments SZ Simulations plus complètes –analytique : profil simulés –hydrodynamique : physique du gaz Adaptation de la méthode dextraction / Comparaison avec dautres méthodes Importance des incertitudes photométriques sur la fonction de sélection Contraintes sur les paramètres cosmologiques ( m,, 8, w,…) à partir des comptages observés et de la fonction de sélection Bahcall et al. 1999

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