Validation de méthodes de calcul de redshifts d`amas de galaxies

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Validation de méthodes
de calcul de redshifts
d’amas de galaxies
Service astrophysique du CEA de Saclay
Satge du 10 avril au 29 juin2007
Rapport établi le : 22 juin 2007
Auteur : Florian Pérot – IUT d’Orsay
Maîtres de stage : Marguerite Pierre & Hervé Aussel
Tuteur de stage : Chantal Manuelian

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Remerciements
Ce travail de stage s’est déroulé dans le service astrophysique du laboratoire de recherche
sur les lois fondamentale de l’univers (DAPHNIA) du CEA (Commissariat de l’Energie
Atomique).
Je tiens à remercier l’ensemble du personnel de DAPHNIA qui m’a accueilli durant ces trois
mois de stage, tout particulièrement Mme Pierre, qui a supervisé mon travail ainsi que M.
Aussel pour son aide dans l’écriture des programmes.

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Tables des matières
1. La cosmologie. ................................................................................................................... 6
1.1. Quelques définitions................................................................................................... 6
1.2. L'expansion de l'univers. ............................................................................................ 6
1.3. Le redshift. ................................................................................................................. 6
1.4. Le principe de Hubble. ............................................................................................... 7
2. Les redshifts photométriques. ............................................................................................ 8
2.1. Dans la pratique.......................................................................................................... 8
2.2. Précision des redshifts photométriques ...................................................................... 9
3. Les différentes observations............................................................................................... 9
3.1. Observations Deep. .................................................................................................. 11
3.1.1. Présentation. ..................................................................................................... 11
3.1.2. Caractéristiques. ............................................................................................... 11
3.1.3. Catalogues. ....................................................................................................... 13
3.2. Observations Wide. .................................................................................................. 14
3.2.1. Présentation. ..................................................................................................... 14
3.2.2. Caractéristiques. ............................................................................................... 14
3.2.3. Catalogues. ....................................................................................................... 16
4. Les méthodes utilisées pour les calculs de redshifts des amas......................................... 18
4.1. Méthode des meilleurs redshifts (méthode A). ........................................................ 18
4.2. Méthode des meilleurs redshifts avec les densités de probabilité (méthode B)....... 20
4.3. Méthode des densités de probabilité (méthode C). .................................................. 21
5. Résultats. .......................................................................................................................... 24
5.1. Exemple d'une application. ...................................................................................... 24
5.2. Application des méthodes sur l’ensemble des amas. ............................................... 39
5.2.1. Résultats de la méthode A pour l’ensemble des amas. .................................... 40
5.2.2. Résultats de la méthode B pour l’ensemble des amas...................................... 40
5.2.3. Résultats de la méthode C pour l’ensemble des amas...................................... 41
5.3. Influence de l'utilisation des masques. ..................................................................... 43
5.4. Influence de la magnitude choisie............................................................................ 44
5.5. Influence de la surface de la mesure. ....................................................................... 45
5.6. Influence du nombre de bandes utilisées.................................................................. 45
5.7. Différence de données sur une région commune de deux images Wide.................. 46
5.8. Repérage d’un nouvel amas. .................................................................................... 48
5.9. Cas non résolu. ......................................................................................................... 49
5.9.1. Cas de l'amas 49. .............................................................................................. 49
5.9.2. Cas de l'amas 5. ................................................................................................ 50
6. Discussions....................................................................................................................... 52

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Les galaxies sont des structures gravitationnellement liées formées d'étoiles (plusieurs
centaines de milliards), de poussières et de gaz. Une galaxie comme la Voie Lactée mesure
100 000 années-lumière de diamètre, et contient plus de 400 milliards d'étoiles. Les galaxies
peuvent être caractérisées par leur spectre (figure 1), celui-ci est le résultat de la lumière
émise par les étoiles et le gaz en partie absorbée par la poussière.
Figure 1 : Spectre de galaxie
Les galaxies ne sont pas reparties de manière homogène dans l'univers : elles tombent
dans les sur-densités de matière noire et forment ainsi des amas à cause de la force
gravitationnelle. Les amas de galaxies peuvent être classés en fonction de leurs richesses, les
amas les plus gros comportent des centaines de galaxies alors que les plus petits n'ont que 20
à 30 membres. On peut aussi les classer en fonction des caractéristiques de leurs populations,
certain amas sont riches en galaxies spirales et pauvres en galaxies elliptiques, alors que pour
d'autres on retrouve le phénomène inverse (figure 2).
Galaxie elliptique Galaxie spirale Galaxie irrégulière
Figure 2 : Différents types de galaxies
La détection des amas distants est difficile en lumière visible à cause des effets de
projection, mais elle devient possible avec une image en rayon X (figure 3) car ils contiennent
du gaz très chaud, de 107 à 108 K occupant l’espace entre les galaxies, qui émet en rayons X.
Le centre de l'amas constitue le point le plus lumineux en rayon X et c'est comme cela que
l'on peut déterminer le centre d'un amas.

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Figure 3 : Image d'un amas en optique et en rayon X
Le projet européen ‘’XMM Large Scale Structure Survey’’ a pour but de détecter la
présence des amas de galaxies grâce au satellite à rayons X, XMM/Newton. L'image du ciel
obtenue lors des observations révèle des sources étendues qui correspondent aux amas. La
détection de ces amas et leur positionnement dans l’espace à 3 dimensions servira à
déterminer la structure de l'univers (figure 4).
Univers proche, z = 0 Univers lointain, z = 1
Figure 4 : structure de l'univers à différentes époques
(à cause de la vitesse finie de la lumière, regarder loin c’est regarder dans le passé)
C’est dans le cadre de ce projet que se situe l’évaluation d’une méthode de mesure de
la distance des amas de galaxies en utilisant des amas de référence pour lesquels cette distance
à été précisément mesurée ainsi que l’évaluation du catalogue de données à utiliser pour ces
méthodes.