Distributions spatiales :
Après avoir relevé les catalogues photométriques du champ d’Abell 2219 et du champ vide, qui contiennent les positions, le type d’objets ainsi que leurs magnitudes dans différentes bandes spectrales (u,g r i et z), nous avons tracé la distribution spatiale des galaxies pour chacun des champs. Nous obtenons les figures suivantes :
Représentations bidimensionnelles des galaxies du champ d'Abell 2219 à gauche et du champ vide à droite. On peut voir une région de surdensité en galaxies pour le champ d'Abell alors qu'on ne distingue aucune struture pour le champ vide.
Nous souhaitons cependant obtenir un meilleur contraste de densité, afin de mieux distinguer le centre de l’amas. Nous avons pour cela tracé de nouvelles distributions du champ contenant l’amas avec différentes coupures en magnitudes, que nous présenterons dans la suite.
Considérons pour l’instant le graphique représentant le nombre de galaxies en fonction de leur magnitude apparente, en échelle Log-Log, pour un champ vide et pour un amas quelconque, présenté ci-dessous :
Pour un champ ne contenant aucun amas, le nombre de galaxies en fonction de leur magnitude suit une loi de puissance (décrite par la droite rouge en échelle Log-Log).
Pour un amas, le nombre de galaxies augmente très fortement à partir d’une certaine magnitude, avant de croitre plus faiblement (depuis la partie coudée en bleu sur le graphe). La forte augmentation du nombre de galaxies entre le début de la courbe bleue et mstar est due aux galaxies elliptiques se trouvant principalement au centre des amas. Le meilleur contraste de densité pour nos distributions spatiales sera obtenu pour une coupure à la magnitude mstar qui correspond à l’abscisse à la fin de la zone verte. En effet, on peut voir qu’avant et après cette zone les galaxies dominantes sont celles du champ.
Les distributions du champ d’Abell 2219 avec différentes coupures en magnitude sont présentées ci-dessous.
Repésentation bidimensionnelle du champ d'Abell 2219, pour différentes coupures en magnitudes (i<18, i<20, i<22, i<24).
Les grandes magnitudes apparentes correspondant aux faibles intensités lumineuses, les graphes i<18, i<20, i<22, i<24 sont donc classés par luminosité décroissantes.
On peut constater qu’on obtient un meilleur contraste de densité pour une magnitude de coupure i=20. Cela nous donne à la fois une idée de la valeur de mstar pour notre amas et des indications sur sa distance.
On remarque sur le graphe i<18 que les galaxies les plus brillantes semblent réparties aléatoirement, elles sont surement plus proches que les autres et n’appartiennent pas à l’amas. Pour les magnitudes i>20, on constate l’apparition de beaucoup de points en périphérie de la surdensité centrale. La majorité des galaxies de plus faible luminosité semble donc se trouver en arrière plan de l’amas.
Il existe toutefois d’autres méthodes pour sélectionner avec une plus grande probabilité les galaxies de l’amas.
Histogramme des redshifts :
La méthode la plus précise pour sélectionner les galaxies d’amas est l’analyse des redshift,
qui est détaillée dans « signatures observationnelles ».
Nous avons tracé l’histogramme du nombre de galaxies en fonction du redshift pour le champ d’Abell 2219.
Histogramme du nombre de galaxies par intervalles de redshift dans le champ d'Abell 2219, on remarque un pic à z=0,225 où sont localisées les galaxies de l'amas.
Nous pouvons voir que le pic est à z = 0.225 ce qui est du à l’expansion et a une certaine largeur à mi-hauteur Dz = 0.02 , qui est dû à la dispersion des vitesses propres des galaxies de l’amas.
Les galaxies comprises dans l’intervalle 0.215 < z < 0.235 ont donc une grande probabilité d’appartenir à l’amas Abell 2219.
Cependant, cette méthode, bien que précise, est limitée par le grand nombre d’objets pour lesquels le redshift n’a pas été mesuré en raison de la trop forte densité en galaxies du centre de l’amas. Par ailleurs, la spectroscopie ne concerne que les galaxies les plus brillantes et ne couvre donc pas toutes les galaxies de l’amas. Il faut ainsi trouver une méthode de filtrage qui inclue les galaxies de l’amas de plus faibles luminosité.
Diagramme couleur/magnitude :
Nous décrirons dans cette section une méthode d’indentification par la couleur.
En astronomie on définit la couleur par une différence entre deux filtres de magnitudes, les couleurs sont donc relatives. Pour tracer un diagramme couleur/magnitude on représente ainsi une différence de filtre en fonction d’un filtre de référence.
Nous représentons g-r en fonction de r pour l’amas Abell 2219 et pour un champ vide, comme on peut le voir ci-dessous :
Diagrammes couleur/magnitude pour les galaxies du champ d'Abell 2219 à droite et du champ vide à gauche. Le rectangle correspond à la séquence rouge.
Plus la différence g-r est grande plus les galaxies sont rouges, plus elle est petite, plus les galaxies sont bleues.
- En comparant les deux diagrammes, on voit clairement apparaitre une structure pour le champ d’Abell 2219, absente dans le cas du champ vide, elle semble donc caractéristique des amas. C’est la "séquence rouge", autour de laquelle les galaxies sont distribuées.
- Pour faire un lien avec la section précédente, les galaxies se trouvant sur la "séquence rouge" ont un redshift compris dans notre intervalle 0.215 < z < 0.235.
- Les galaxies situées au-dessus de la séquence sont plus rouges car elles ont un redshift plus grand, et se trouvent donc à plus grande distance : elles n’appartiennent clairement pas à l’amas. Les galaxies situées au-dessous de la séquence, plus bleues, peuvent être plus proches ou de type différent de celles de la" séquence rouge".
On choisira un intervalle où la probabilité d’appartenance à l’amas est grande, dans notre cas 1,2 <g-r < 1,5 (délimité par les deux droites sur le diagramme du champ d’Abell).
Par cette méthode on ne sélectionne pas toutes les galaxies de l’amas, mais essentiellement les galaxies rouges des régions sur denses, qui nous permettent de tracer une bonne distribution spatiale correspondant à la morphologie d’Abell 2219 à grande échelle, visible ci-dessous.
Représentation bidimensionnelle des galaxies d'Abell 2219 après filtrage en couleur 1,2 < g-r < 1,5.
Cartes d’isodensité :
Pour pouvoir comparer la distribution ci-dessus avec celles des rayonnements X et radio il faut passer d’une distribution discrète à une distribution continue. Nous avons donc construit des cartes de densité optique où les points de coordonnées Ra-Dec sont remplacés par des pixels d’intensités différentes.
On obtient des cartes où les zones de même coloration représentent des zones de même densité en galaxies.
Cartes de densité optique représentant les petites structures à gauche et les structures à plus grandes échelles à droite.
Dans la figure de gauche, on peut distinguer individuellement les galaxies, tandis qu’on identifie mieux les structures étendues sur la carte de droite.