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

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

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

3 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)

4 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

5 Intérêt des amas de galaxies

6 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%

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

8 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

9 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.

10

11 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

12 Bandes de SDSS

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

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

15 Application du modèle

16 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

17 Requête optique (SDSS) RA DEC

18 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

19 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 l’information @ z~0.6 avec les bandes de SDSS

20 Test de reconstruction des redshifts

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

22 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

23 Reconstruction des fonctions de luminosité

24 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

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

26 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

27 Back-up

28 Matière noire

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