Avertissement Lexposé qui suit nest pas destiné au grand public. Cependant, certaines parties sont accessibles à tous (à condition dy mettre un peu de

Avertissement

L’exposé qui suit n’est pas destiné au grand public.

Cependant, certaines parties sont accessibles à tous (à condition d’y mettre un peu de cœur).

Pour vous guider, les diapositives ont été marquées d’un signe en haut à gauche selon le niveau de difficulté :

amoureux des sciences : contexte et démarche scientifique

physicien dans l’âme : principes physiques sous-jacents

cosmologiste averti : subtilités techniques

Amas de galaxies et effet Sunyaev-Zel’dovich :

observations et étude des effets de sélection des sondages

Thèse réalisée de septembre 2001 à juin 2004au Laboratoire de Physique Corpusculaire et Cosmologie

sous la direction de

Jean-Baptiste Melin

James BartlettJacques Delabrouille

Suivez le fil d’Ariane.

Amas de galaxieset Cosmologie

L’effetSunyaev-Zel’dovich (SZ)

Fil d’Ariane

Simulationde cartes SZ

Extractiond’amas

Fonctionsde sélection

•Archeops, WMAP, VSA

•Simulation d’observations•Cl SZ




Image optique

Les amas de galaxies

0,5 Mpc

0,5 Mpc

Image X

Site Internet de R. E. White

gaz chaud (H, He) ionisé à 107 Kplusieurs centaines de galaxies

matière sombre

Image optique

Les amas de galaxies

0,5 Mpc

0,5 Mpc

Image X

Site Internet de R. E. White

1014-1015 M

gaz chaud (H, He) ionisé à 107 Kplusieurs centaines de galaxies3% 12%

85%matière sombre

Formation des structures dans l’Univers

ICC, Durham

50 Mpc

50 Mpc

Formation des structures dans l’Univers

ICC, Durham

Jenkins et al., 1998

Structures et paramètres cosmologiques

m=0,3 =0,7

m=1 =0

CDM

CDM

Z=0

240h-1 Mpc

240

h-1 M

pc

Z=1 Z=3

Comptages d’amaset paramètres cosmologiques

m=0,3 =0,7

m=1 =0

CDM

CDM

M>1014 M

m=0,3 =0,7

m=1 =0

CDM

CDM

CDM

m=0,3 =0,7M>1014 M


Normalisation du spectre de puissance des fluctuations de

densité plus grande

m=0,3 =0,7

m=1 =0

CDM

CDM

CDM

m=0,3 =0,7

8 = 0,9

8 = 1,0

M>1014 M


« Surcontraindre » les paramètres cosmologiques

Bahcall et al. 1999

m




•Formation des structures (évolution, gaz, galaxies)•3ème contrainte cosmologique (m, , 8, w,…)





Qu’est ce que l’effet Sunyaev-Zel’dovich ?

instrument

CMB

amas de galaxies

h

hh

h’

. e-

Distorsion spectrale induite par les effets SZ thermique et cinétique

(1/2)

Effet thermique Effet cinétique

~ 10-3 ~ 10-4

[arcmin2]c

104

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 l’observation SZ

Caractéristiques essentielles effet SZ « indépendant » du redshift de l’amas diffusant émission X ne

2 et diffusion SZ ne

Applications effet SZ thermique : comptage d’amas, 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 d’instruments

AMI SPT Planck

Interféromètre Bolomètres Radiomètres + Bolomètres

Sol Sol Espace

15 GHz 150 et 217 GHz 30 à 857 GHz

10 deg2 4000 deg2 41200 deg2

résolution : 2 arcmin résolution : 1 arcmin(150 GHz)

résolution : 5 arcmin(217 GHz)

sensibilité : 5K(1 mois)

sensibilité : 6K (100 GHz) (1 an et demi)

sensibilité : 10K(sur 1deg2 en 1 heure)

2005 2008 2007

8 mètres




•Diffusion Compton inverse des photons du CMB sur les électrons du gaz intra amas•Permet la détection d’amas à grand redshift





•Diffusion Compton inverse des photons du CMB sur les électrons du gaz intra amas•Permet la détection d’amas à grand redshift


instrument

CMB

amas de galaxiesh

hh

h’. e-

1 2

34

Fil d’Ariane

Fil d’Ariane : faisons le point…

instrument

CMB

amas de galaxies

h

hh

h’

. e-

1 2

3

4

• Que vont précisément observer les instruments SZ ?

Simulation de cartes SZ

• Comment extraire les amas des cartes d’observation ?

Extraction d’amas

• Comment lier le nombre d’amas observés au nombre d’amas (prédit théoriquement) réellement présents dans le ciel ?

Fonctions de sélection

…avant de passer à la suite

Fil d’Ariane

•Que vont précisément observer les instruments SZ ?

•Comment extraire les amas des cartes d’observation ?

• Comment lier le nombre d’amas observés au nombre d’amas (prédit théoriquement) réellement présents dans le ciel ?


Extraction d’amas

Fonctions de sélection

Fil d’Ariane


Extractiond’amas




Objectif

Cosmologie donnée :

H0, m, , b

Cartes d’effets SZthermiquecinétiquepolarisé

rapidement


Fonction de masse (type Press-Schechter)Tirage de PoissonPositions et vitesses tirées aléatoirement

Simulations N-corpsCodes 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 catalogueModélisation des amas

Fonction de masseTirage de Poisson

Modèle Te et ne fonction de M et z

Te M2/3 (1+z)

rc M1/3 (1+z)-1

La boite ”Univers”

Observateur Angle solide de la carte

Coquillez

z+dz

construite à l’aide du spectre de fluctuations de densité

P(k)

Positionset vitesses des amas

/

Corrélations spatiales

CDMm=1

CDMm=0,3 =0,7

Fil d’Ariane


Extractiond’amas




•SZ thermique, cinétique, polarisé•Code rapide•Corrélations pour r>15h-1 Mpc

Fil d’Ariane


Extractiond’amas





3º

3º

Carte d’amas SZ Carte d’observation simulée à 15 GHZ

Expérience AMI (mono fréquence)

y T/T

Simulation de cartes d’observations réalistes

Contribution d’amas SZ non résolus au spectre de puissance des anisotropies du CMB

Fil d’Ariane


Extractiond’amas




•Cl SZ en accord avec l’excès CBI si 8 supérieur de 10%


Fil d’Ariane


Extractiond’amas






Les algorithmes de détection existants

Hobson et al., 2003Herranz et al., 2002Diego et al., 2002

performantemais

gourmande en temps

rapidemais

construite pour Planck

filtres ingénieuxmais

“blending” non pris en compte

observation ajustement du « fond » « fond » soustrait carte SExtractor

Méthodes classiques

Nouvelles méthodes SZ

NATM

Principe du filtre adapté (1/2)

PROFIL NORMALISE BRUIT

AMPLITUDE ?

CMB

CMB+lobe

bruit instrumental

c=2 arcmin

c

MAest •Estimateur linéaire•non biaisé <Aest-A>=0•minimise la variance <(Aest-A)2>

Aest (S/N)est= Aest/

Principe du filtre adapté (2/2)

mono fréquence & multi fréquence

)(

)()(

lP

lTl c

dans l’espace de Fourier dans l’espace 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

3º

3º

pix=30’’

Extraction d’amasSimulations

15 GHz 30 GHz 90 GHz

Extraction d’amasFiltrage adapté des cartes

c(filtre)=0,1 arcmin



























































… …

Extraction d’amasEchantillon de cartes filtrées

c(filtre)=0,1 arcmin c(filtre)=1,6 arcmin c(filtre)=3,0 arcmin

S/Ncarte>pic+ S/Nlimite*

Extraction d’amasCandidats amas

… …c(filtre)=0,1 arcmin c(filtre)=1,6 arcmin c(filtre)=3,0 arcmin

S/Nlimite = 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 l’échelle c

“blending”

Extraction d’amasDétermination de c et Y

15 GHz 30 GHz 90 GHz

Extraction d’amasUne détection efficace

Entrée Sortie

783 amas 268 amas

M>1014 M

S/N>3

Extraction d’amasMais une photométrie peu précise

c, y0 et Y

donnés par le filtre

S/N>3

rayon de cœur c

paramètre y0 paramètre Y

Extraction d’amasLe fautif est c !

y0 et Y donnés par le filtre

c vrai S/N>3

rayon de cœur c

paramètre y0 paramètre Y

Fil d’Ariane


Extractiond’amas





•Extraction rapide•Détection performantemais photométrie très sensible au spectre de bruit


Fil d’Ariane


Extractiond’amas







WMAP, Archeops et VSAComa (z=0,02 Te=9 keV)

A1795 (z=0,06 Te=8 keV)

WMAP(90 GHz) T[mK] = -0,34 ± 0,18MITO (143 GHz) T[mK] = -0,18 ± 0,08

c=10,5 arcmin

c=2,2 arcmin

Fil d’Ariane


Extractiond’amas




•Cl SZ en accord avec l’excès CBI si 8 supérieur de 10% •Détection de Coma et A1795



Fil d’Ariane


Extractiond’amas







•Détection de Coma et A1795

Catalogue d’entrée Catalogue de sortie

Code de simulation SZ rapide

Comparaison

La fonction de sélection

Un triangle Monte Carlo

Code de détection SZ rapide

Fonction de sélectionPrincipe de calcul

Fonction de sélectionUn exemple concret

CDM avec excès CBICDM

Cl parfaitement connu

• simulations• détection• complétude théorique

Excès CBI

• simulations• détection• complétude théorique

Fonction de sélectionUne coupure non triviale

Cl parfaitement connuY constant

tous les amas de flux Y>5.10-5arcmin2

Y>10-4arcmin2

Y>3.10-4arcmin2

Fonction de sélectionSélection dans le plan (c,Y)

non détecté

détecté

coupure si Cl parfaitement connucoupure avec excès CBI

détecté

non détecté

Fonction de sélectionComptages observés

Cl parfaitement connuAjustement du cas précèdent (M=0,30 =0,82)

Excès CBI non modéliséAjustement du cas précèdent (M=0,40 =0,45)

tous les amas de flux Y>5.10-5arcmin2


Excès CBI non modélisé

Fonction de sélectionInfluence sur les paramètres cosmologiques


Excès CBI non modélisé

Fil d’Ariane


Extractiond’amas





•Fonction de sélection non triviale (dépend à la fois de c et Y)•Indispensable à la détermination des paramètres cosmologiques




Fil d’Ariane


Extractiond’amas





?



•Fonction de sélection non triviale (dépend à la fois de c et Y)•Indispensable à la détermination des paramètres cosmologiques


Conclusions (1/2)Ce qui a été fait.

• Développement de méthodes permettant d’évaluer les performances scientifiques des instruments SZ– simulation de cartes SZ corrélées– méthode d’extraction rapide des amas (filtres adaptés)– effets de sélection

• Etude d’observations 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 d’instruments SZ

• Simulations plus complètes

– analytique : profil simulés

– hydrodynamique : physique du gaz

• Adaptation de la méthode d’extraction / Comparaison avec d’autres 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

Documents

Avertissement Lexposé qui suit nest pas destiné au grand public. Cependant, certaines parties sont accessibles à tous (à condition dy mettre un peu de