Modélisation des amas de galaxies Optique/IR en relation X/SZ Sébastien Fromenteau APC - Université Paris Diderot Journées Jeunes Chercheurs 2008 Saint-Flour

Sommaire Brève introduction cosmologie Intérêt des amas de galaxies pour la cosmologie Intérêt et présentation du modèle multi- longueur d’ondes Application du modèle

Brève introduction à la cosmologie Modèle standard de la cosmologie: Big-bang ΛCDM (Energie noire + matière noire froide) Modèle paramétré par différents paramètres: Ω Λ,Ω b,Ω m,Ω R,Ω K,H 0,σ 8,w,n s,N e... Equations d’Einstein R μν -1/2 Rg μν = 8πT μν 3 pilliers observationnels: Nucléosynthèse primordiale Loi de Hubble Fond diffus cosmologique (CMB)

Cadre de la cosmologie Relativité générale Principe cosmologique Univers homogène et isotrope Equations d’Einstein Equations de Friedmann Robertson Walker + + Fluides parfaits Phénoménologie R μν -1/2 Rg μν = 8πT μν => on modifie ou on rajoute des paramètres Metrique avec TeVeS DGP R μν -1/2 Rg μν = 8πT μν Metrique de Lemaître- Tolman-Bondi “Swiss cheese Universe” Grands vides et grands pleins

Intérêt des amas de galaxies

Les amas de galaxies Ce sont les plus grandes structures virialisées de l’univers => sont les plus sensibles l’énergie noire Composition en masse: ~85% matière noire (zwicky 1933) ~10% gaz chaud (1-10 keV) obs en X et SZ ~5% galaxies } ~100%

Planck sera le prochain relevé d’amas de galaxies sur le ciel entier après Rosat (1999)

Fonction de masse de Press & Schechter Fonction qui donne le nombre de halo de matière noire de masse M à un redshift z par deg 2 nb halo/deg 2

Définition du redshift Effet local intégré => plus la distance est grande et plus l’effet Doppler intégré est grand. Autre façon de voir: rougissement du photon en traversant la métrique en expansion.

Fonction de luminosité composite (CLF) de Yang et al 2007 Fournit le nombre moyen de galaxies rouge que l’on attend à la luminosité L (bande R) sachant la masse M du halo de l’amas

Bandes de SDSS

Nombre degalaxies rouges à 5σ pour les 5 bandes de SDSS

Probabilité de voir une BCG à 5σ pour les 5 bandes de SDSS

Application du modèle

Boucle de reconstruction et outils Rosat flux X (ie Planck flux SZ) Flux et position angulaire des galaxies (SDSS) Obtention des amas potentiels Probabilité d’existence avec masse associé pour chacun d’entre eux Masse de l’amas X ou SZ aux redshifts optiques Requête optique orientée photo-z algorithm de reconstruction Application du modèle optique des amas + CLF prior SZ or X cluster model Obtention du meilleur candidat combiné photométrie + position

Requête optique (SDSS) RA DEC

Boucle de reconstruction et outils Rosat flux X (ie Planck flux SZ) Flux et position angulaire des galaxies (SDSS) Obtention des amas potentiels Probabilité d’existence avec masse associé pour chacun d’entre eux Masse de l’amas X ou SZ aux redshifts optiques Requête optique orientée photo-z algorithm de reconstruction Application du modèle optique des amas + CLF prior SZ or X cluster model Obtention du meilleur candidat combiné photométrie + position

Photo-z (SDSS) Le but est de retrouver la position de la cassure du spectre à travers les données photométriques (ie flux intégré dans chacune des bandes) On pers z~0.6 avec les bandes de SDSS

Test de reconstruction des redshifts

Potential Cluster Reconstruction Z=0.17Z=0.05 Z=0.22Z=0.52

Boucle de reconstruction et outils Rosat flux X (ie Planck flux SZ) Flux et position angulaire des galaxies (SDSS) Obtention des amas potentiels Probabilité d’existence avec masse associé pour chacun d’entre eux Masse de l’amas X ou SZ aux redshifts optiques Requête optique orientée photo-z algorithm de reconstruction Application du modèle optique des amas + CLF prior SZ or X cluster model Obtention du meilleur candidat combiné photométrie + position

Reconstruction des fonctions de luminosité

Boucle de reconstruction et outils Rosat flux X (ie Planck flux SZ) Flux et position angulaire des galaxies (SDSS) Obtention des amas potentiels Probabilité d’existence avec masse associé pour chacun d’entre eux Masse de l’amas X ou SZ aux redshifts optiques Requête optique orientée photo-z algorithm de reconstruction Application du modèle optique des amas + CLF prior SZ or X cluster model Obtention du meilleur candidat combiné photométrie + position

Premiers résultats pour les amas reconstruits en redshift Bonne reconstruction en masse des amas bien reconstruits en redshift

Conclusion Rosat flux X (ie Planck flux SZ) Flux et position angulaire des galaxies (SDSS) Obtention des amas potentiels Probabilité d’existence avec masse associé pour chacun d’entre eux Masse de l’amas X ou SZ aux redshifts optiques Requête optique orientée photo-z algorithm de reconstruction Application du modèle optique des amas + CLF prior SZ or X cluster model Obtention du meilleur candidat combiné photométrie + position En amélioration

Back-up

Matière noire