Pour mieux rendre compte de nos résultats, on a décidé de com- parer A2219 avec un champ vide (c'est-à-dire un champ sans la présence d'un amas). En réalité la probabilité est faible de trou- ver un amas dans un champs de 30 arcmin pris au hasard dans le ciel.

On récupère les positions RA DEC et magnitudes (u,g,r,i,z) des galaxies d'un champ vide et de l'amas A2219 dans un rayon de 30 min d'arc depuis la grande base de données astronomique Sloan Digital Sky Survey the Eight Data Release (SDSS DR8). RA DEC correspond au système de coordonnées astronomique. Et les magnitudes u g r i z représentent les différents filtres d'observation dus à la perturbation atmosphérique.

En faisant varier les magnitudes r de 18 à 23, on voit une surdensité qui apparait progressivement au centre du graphique pour r < 20 contenant l'amas. cf. Fig.1.

Fig. 1. Distribution spatiale des galaxies dans le champ de l’amas A2219. On représente la Déclinaison en fonction de l’ascension droite. La distribution est donnée pour plusieurs coupures en magnitudes pour r=18 à 23. Apparition d’une surdensité lorsque augmente la magnitude, semblant caractériser la présence de l’amas A2219 au centre de la figure; Puis à une certaine magnitude, cette surdensité diminue et on observe beaucoup d’objets de faibles intensités et n’appartenant pas forcément à l’amas.

Plus la magnitude augmente, plus les objets de faible inten- sité sont detectés. On différencie le champ avec et sans amas par l'apparition de cette surdensité au centre du champ. cf. Fig.2.

Fig. 2. Distribution spatiale des galaxies dans un champ témoin sans amas connu. Déclinaison en fonction de l’ascension droite. On représente la distribution pour plusieurs coupures en magnitudes de r=18 à 23. Aucune apparition d’une surdensité au centre de la figure.

Comme expliqué dans la partie 2.1. les amas sont composés de galaxies elliptiques rouges et de galaxies spirales bleues; en réalité ce sont de fausse couleurs qu'on utilise; ces couleurs sont caractéristiques de la nature des galaxies dans un amas. Mais la couleur nous donne égalamment un indice sur la distance de l'objet par rapport à nous, c'est le décalage vers le rouge. On cherche à étudier la population de galaxie a ´ l'intérieur de l'amas. On définit la couleur d'une galaxie comme étant une différence de magnitude. La méthode consiste à tracer un premier diagramme couleur- magnitude : r-i en fonction de r pour le champ avec et sans amas, à ce stade, on observe une différence entre les deux champs, cf. Fig.3.

Fig. 3. Diagramme couleur magnitude du champ avec A2219 et du champ vide. On représente la couleur r-i en fonction de la magnitude r. On remarque pour le champ ayant l’amas A2219, la présence de la redsequence. Mais aussi beaucoup de contamination pour de haute magnitude sur les deux diagrammes.

Il y a apparition de la redsequence définit comme une ligne de couleur pour l'amas. Cependant le diagramme présente des problèmes de contaminations. Cela est du au temps d'exposition de l'instrument d'observation. Pour résoudre ce problème, il est nécéssaire de tracer l'histogramme de comptage de galaxies en fonction de la magnitude r et on relève la magnitude limite, correspondant au nombre d'objets maximum. cf. Fig.4.

Fig. 4. Histogramme du comptage des galaxies en fonction de la magnitude r du champ avec l’amas A2219 à gauche, du champ vide au centre et la superposition des deux à droite. Plus la magnitude augmente, plus le nombre d’objets de faibles intensité sont détectés. Cependant, à cause du temps d’exposition du capteur CCD trop court, on observe une décroissance de la courbe à partir de r=22.25 (magnitude qui sera choisie comme magnitude de coupure) entrainant un problème de complétude ; on ne peut donc pas visualiser les objets faibles au de-delà de cette magnitude critique. On étudiera alors les objets pour une magnitude inférieure à la magnitude de coupure dans les bandes u,g,r,i,z.

Ici, on limite le domaine d'étude à environ r=22,25. On effectue la même démarche pour les autres bandes de magnitude. On fixe une borne inférieure ( arbitrairement ) pour l'intervalle de magnitude car on a des objets très brillants contaminants notre étude. cf. Fig.5.

Fig. 5. Diagrammes couleur-magnitude du champ avec A2219 et sans amas, en effectuant les coupures en magnitudes trouvées grâce aux histogrammes de comptage des galaxies en fonction de la magnitude. À présent on observe une différence entre les deux diagrammes; apparition de la Red Sequence pour le digramme avec amas. La Red Sequence est caractéristique de la présence de l'amas et correspond aux objets ayant une même couleur. Cela traduit le fait que les galaxies sont soit à une même distance soit de même nature.

À présent on cherche à représenter sur le diagramme uniquement les galaxies de l'amas dont on connaît la spectroscopie. Pour cela on récupère le catalogue spectroscopique des deux champs et on trace les histogrammes des redshift (Nombre d'objets en fonction de z). On observe pour le champ contenant l'amas une surdensité caractérisant un grand nombre d'objets situés à une même distance cf. Fig.6.

Fig. 6. Histogramme des redshifts des deux champs. On remarque que dans le champ vide, on n’a pas de surdensité significative (correspondant à une courbe de type gaussienne) comme dans le champ avec amas. Cette dernère est caractéristique des amas; les galaxies se trouvent à une même distance. À partir de la distribution des vitesses de A2219, on détermine un intervalle de redshift dans lequel se trouvent les galaxies de l’amas.

Ce qui nous permet d'obtenir la distribution des vitesses et donc un orde de grandeur de la masse de l'amas comme indiqué dans la partie 5.1. On détermine maintenant l'intervalle de redshift zmin, zmax dans lequel est défini l'amas à l'aide des valeurs caractéristiques de la gaussienne( calculs statistiques d'écarts types et valeur moyenne d'après les données du catalogue). L'intervalle étant donné par les valeurs correspondant à plus ou moins trois fois l'écart type de la gaussienne. Afin de mieux représenter les objets dont on connaît la spectroscopie on superpose au graphique en position les objets dont on connaît le redshift en vert et en rouge ceux compris dans l'amas. cf. Fig.7.

Fig. 7. Distribution spatiale des galaxies de A2219 pour deux coupures en magnitude différentes: r= 19 et r=20. Avec en vert les objets présentant un redshift et en rouge les objets présentant également un redshift et compris dans l’intervalle de redshift de l’amas déterminé. Remarque: les redshifts sont relevés pour des magnitudes r < 19.

Afin d'avoir une bonne concordance avec la spectroscopie de l'amas; on sait que les relevés sont obtenus pour des magnitudes inférieures à 20, il est alors nécessaire de fixer une limite en magnitude correspondant à celle de la spectroscopie dans le diagramme couleur-magnitude. De plus on fixe une limite en couleur déduite autour de la redsequence qui caractérise l'amas. On se retrouve finalement avec l'amas centré autour de la red sequence délimité par un rectangle d'étude. cf. Fig.8.

Fig. 8. Diagramme couleur magnitude de l’amas auquel on superpose les objets dont on connaît le redshift en vert et ceux compris dans l’intervalle de redshit de l’amas en rouge. On détermine une limite autour de la red sequence; et une bande en magnitude pour sélectionner uniquement les objets présents dans l’amas.

Les objets se situant le long de la red sequence sont des galaxies élliptiques, de couleur rouge, ce sont des structures stables ne formant plus d'étoiles, en revanche ceux se situant en dessous de la red sequence, sont des galaxies spirales, plutôt bleu et forment encore des étoiles. De plus ce diagramme présente également des objets de même couleur que les galaxies de l'amas, et par conséquent ce sont des objets situés soit à la même distance, soit de même nature que ceux de l'amas.

Au final, en traçant la carte en densité pour le champ de l'amas avec tous les objets, celle avec la limitation en couleur et celle en spectroscopie, on obtient trois distributions différentes. cf.Fig.9. Fig.10. Fig.11. La carte en densité avec la limitation en couleur donne une vision plus complète au niveau observationnel que celle donnée par la spectroscopie et avec moins de bruit que celle donnée par celle avec tous les objets.

A présent on observe l'amas à différentes longueurs d'ondes, c'est à dire en émission optique, X et radio. On relève les images X depuis la base de donnée SkyView Query Form, dans la région centrale de l'amas A2219, à partir du satellite ROSAT équipé d'une caméra à haute résolution HRI de 2arcs. Puis à partir du télescope VLA on relève deux images radio depuis une camera NVSS de résolution angulaire de 45 arcs et une caméra First de résolution angulaire de 5 arcs. On utilise ces deux résolutions du VLA différentes de façon à avoir un bon compromis entre une bonne sensibilité et une résolution correcte, afin d'obtenir un maximum d'informations sur l'amas. Le principe du VLA repose sur l'interferométrie : plus la distance entre deux télescopes est grande et meilleure est la résolution et plus la distance est faible et meilleure est la sensibilité. D'où le fait d'utiliser deux résolutions différentes. On utilise pour finir l'outil DS9 pour comparer les différentes images en X et radio. L'observation radio à haute résolution (FIRST) nous permet de visualiser uniquement la présence des radio-galaxies dans l'amas. Pour l'image radio de NVSS, la présense d'émission diffuse sur les contours suggère la présence d'émission radio liée à une composante non thermique intra amas autre que l'émission radio propre aux galaxies de l'amas cf. Fig.13. contours en vert et rouge.

Fig. 13. En haut contours donnés par le radiotéléscope VLA(1.4 Ghz) avec ses deux relevés FIRST à gauche et NVSS à droite ; superposés en bas à l’image optique du champ de l’amas A2219. Le relevé FIRST a une résolution angulaire de 5 arcsecondes permettant une optimisation de la résolution sur les objets observés. Par contre le relevé NVSS a une résoltuion angulaire de 45 arcsecondes et est caractérisé par une meilleure sensibilité aux sources de faibles brillance de surface. La présence d’émission diffuse sur les contours NVSS traduit la présence d’émission radio liée à une composante non thermique intra amas autre que l’émission radio propre aux galaxies de l’amas: ce sont les électrons relativistes soumis aux champs magnétiques de l’amas.

On en déduit la présence d'électrons relativistes soumis aux champs magnétiques de l'amas, qui sont accélérés et émèttent un rayonnement. On sait que dans un amas, il y a une concentration des galaxies au centre. On s'attend alors également à avoir une concentration du gaz au centre de l'amas; cela est du au fait que l'émissivité est proportionnelle au produit de la densité au carré du gaz et de la température; la densité du gaz étant très importante au centre et faible en périphérie de l'amas. L'image en X nous le confirme. cf. Fig.12. Image de gauche.

Fig. 12. Région centrale du champ A2219 de diamètre 30 minutes d’arc. En haut à gauche, superposition des contours des cartes en densité optiques sur l’image X du satellite ROSAT et en bas zoom de la figure. En haut à droite, superposition des contours des cartes en densités optiques sur l’image radio donn´ee par le radiotéléscope VLA, avec son relevé NVSS.

On en déduit donc qu'il y a bien une corrélation entre le positionnement du gaz et des galaxies dans un amas, régit par le puits de potentiel important causé par la matière noire. Cette dernière régit la dynamique des galaxies et du gaz dans l'amas. Dans notre cas, pour un amas à l'équilibre, on constate une superposition des cartes en densité et du rayonnement en X. Si ce n'était pas le cas, cela signifierait que l'amas serait en fusion avec un autre, un décalage entre le gaz et le positionnement des galaxies serait alors visible comme expliqué dans la partie 4.