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« Lentille gravitationnelle faible » : différence entre les versions

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=== Empilement ===
=== Empilement ===
Un peu comme les effets de lentille gravitationnelle causées par des amas de galaxies, la détection du signal de transvection d'une interaction galaxie-galaxie demande une mesure de la forme de la source d'arrière plan, et puis de vérifier pour une corrélation de forme. En principe,ce signal pourrait être mesuré autour de n'importe quel lentille d'avant-plan. En pratique, cependant, à cause du champ de masse relativement petite des lentilles et la nature aléatoire des formes intrinsèques des sources d'arrière-plan (le "bruit de forme"), le signal est impossible à mesurer sur une base galaxies par galaxie. De plus, en combinant les signaux de plusieurs mesures de lentilles ensemble (une technique appelé "empilement"), le rapport signal sur bruit s'améliore, permettant de déterminer un signal statistiquement signifiant, fait à partir de la moyenne d'un ensemble de lentilles.

=== Applications scientifiques ===
=== Applications scientifiques ===



Version du 8 mai 2013 à 14:37

Même si la présence de n'importe quelle masse dévie la lumière qui passe proche de cette masse, cet effet produit rarement les arcs géants et les images multiples associées aux lentille gravitationnelles fortes.La plupart des lignes de vue de l'univers sont majoritairement dans le régime des lentilles gravitationnelles faibles, dans lequel la déflexion est impossible à déceler dans une simple source d'arrière plan. De plus, même dans ces cas, la présence d'une masse en avant-plan peut être détecté, en utilisant un alignement systématique des sources de lumière autour de la masse lenticulaire. Le phénomène de lentille gravitationnelle faible est donc une mesure statistique intrinsèque, mais il donne a moyen de mesurer les masses d'objet astronomiques sans que leur composition ou état dynamique soit requis.

Méthodologie

Les lentilles gravitationnelles agissent comme une transformation de coordonnées qui distordent les images d'objets en arrière plan (généralement des galaxies) près d'une masse en avant plan. La transformation peut être séparé en deux termes, la convergence et la transvection. La partie convergence agrandi les objets d'arrière plan en augmentant leur taille, et la transvection les étire autour de la masse d'avant plan.

Pour mesurer cet alignement, il est nécessaire de mesurer l'aplatissement des galaxies en arrière plan et construire un estimé statistique de leur alignement systématique. Le problème fondamental est que les galaxies ne sont pas intrinsèquement circulaire, alors leur aplatissent mesuré est une combinaison de leur aplatissement intrinsèque et la transvection de l'effet de lentille. Typiquement, l'aplatissement intrinsèque est beaucoup plus grand que la transvection (par un facteur de 3 à 300, dépendent de la masse d'avant plan). La mesure de plusieurs galaxies d'arrière plan doit être combiné pour réduire le "bruit de forme". L'orientation de l'aplatissement intrinsèque de galaxies devrait être presque entièrement aléatoire, pour tout alignement systématique entre de multiples galaxies peut généralement être assumé d'être causé par l'effet de lentille.

Un autre challenge majeure pour les lentilles faibles est la correction pour la fonction d'étalement du point causé par les effets atmosphériques et instrumentales, ce qui fait que l'image observé est flou relativement au "ciel vrai". Ce flou a tendance à rendre les petits objets plus rond, détruisant une partie des informations à propos de leur vrai aplatissement. De plus, pour compliquer encore les choses, la fonction d'étalement du point ajoute généralement un bas niveau d'aplatissement aux objets dans l'image, ce qui n'est pas du tout aléatoire, et peut en fait imiter un vrai effet de lentille. Même pour les télescopes les plus modernes, cet effet est généralement au moins au même ordre de grandeur que la transvection de l'effet de lentille, et est souvent beaucoup plus grand. Corriger la fonction d'étalement du point demande la construction d'un modèle de variation à travers le champ pour le télescope. Les étoiles dans notre galaxie donnent une mesure directe de la fonction d'étalement du point, et ils peuvent être utilisés pour construire un tel modèle, habituellement en extrapolant entre les points où les étoiles apparaissent sur l'image. Ce modèle peut alors être utilisé pour reconstruire le "vrai" aplatissement four celles qui sont flou. Les données prisent dans l'espace et au sol passe habituellement par des procédures de réduction distinctes due à la différence d'instruments et conditions d'observation.

La distance angulaire entre la lentille et la source en arrière plan sont importante pour convertir l'effet de lentille observable en quantité physique significative. Ces distances sont souvent estimé en utilisant le décalage vers le rouge photométrique quand le décalage vers le rouge spectroscopique n'est pas disponible. Les informations du décalage vers le rouge est aussi important dans la séparation de la population de sources des galaxies en avant plan, ou celles associés à la masse responsable de l'effet de lentille. Avec aucune information sur le décalage vers le rouge, l'avant plan et la population d'arrière plan peut aussi être séparé par magnitude apparente ou par tranche de couleur, mais ces techniques sont beaucoup moins précises.

effet de lentille faible par amas de galaxies

Les amas de galaxies sont parmi les plus grandes structures gravitationnellement retenu, surpassé seulement par les supers amas, avec approximativement 80% du contenu de l'amas sous forme de matière noire. Les champs gravitationnels de ces amas dévient les rayons de lumières passant près d'eux. Vu de la terre,cet effet peut causer des distorsions dramatiques d'une source objet en arrière plan détectable à l’œil comme des images multiples, des arcs, et des anneaux (amas lenticulaires forts). Plus généralement, les effets causent de petites, mais statistiquement cohérente, distorsions des sources d'arrière plan de l'ordre de 10% (amas lenticulaires faibles). Abell 1689, CL0024+17, et l'amas de la balle font parti des exemples les plus proéminent d'amas lenticulaires.

Histoire

Les effets d'amas lenticulaires forts furent détecté en premier par Roger Lynds de la National Optical Astronomy Observatory et Vahe Petrosian de l'université de Stanford qui découvrirent un arc lumineux géant dans un étude d'amas de galaxies vers la fin des années 1970. Lyngs et Petrosian ont publié leur découverte en 1986 sans savoir l'origine de l'arc. En 1987, Genevieve Soucail de l'observatoire de Toulouse et ses collaborateurs ont présenté l;es données d'une structure semblable à un anneau bleue dans Abell 370 et ont proposé une interprétation d'un effet de lentille gravitationnelle. La première analyse d'amas lenticulaire fût conduit en 1990 par J.Anthony Tyson des laboratoires Bell et de ses collaborateurs. Tyson et al. ont détecté un alignement cohérent de l'aplatissement de galaxies bleue pâle en arrière de Abell 1689 et CL 1409+52. L'effet de lentille gravitationnelle fût utilisé comme outil pour enquêter sur une petite fraction des milliers d'amas de galaxies connu.

Historiquement, les analyses de lentilles furent conduit sur des amas de galaxies détectées via leur contenu en baryon (ex. depuis des études optiques ou aux rayons-X ). L'échantillon d'amas étudié avec les lentilles fût sujet à de diverses effets de sélection; par exemple, seulement les amas les plus lumineux furent étudiés. en 2006, David Wittman de l'université de Californie à Davis et ses collaborateurs ont publiés le premier échantillonnage d'amas de galaxies détecté à travers leurs signaux lenticulaires, complètement indépendamment de leur contenu en baryon. Les amas découverts à travers les lentilles sont sujet aux effets de sélection massive parce que les amas plus massifs produisent un signal lenticulaire avec un rapport signal sur bruit plus grand.

Produits observationnels

La densité massique projetée peut être retrouvé de la mesure de l'aplatissement des galaxies d'arrière plan à travers des techniques qui peuvent être classifier en deux groupes: par reconstruction directe et par problème inverse. De plus, la distribution de masse reconstruite sans connaissance de l'agrandissement soufre d'une limitation appelé cas dégénéré de feuille de masse, où la masse de surface de l'amas k peut être seulement déterminé à travers la transformation où λ est une constante arbitraire. Ce cas dégénéré peut être brisé si une mesure indépendente de l'agrandissement est disponible puisque l'agrandissement mesuré n'est pas invariant sous la transformation du cas dégénéré mensionné plus haut.

À partir du barycentre de l'amas, qui peut être déterminer en utilisant une distribution de masse reconstruite ou des données optiques ou de rayon-X, u modèle peut être établi pour intégrer le profile de transvection comme une fonction du rayon clostrocentrique. Par exemple, le profile de sphères isothermes singulières et le profile Navarro-Frenk-White sont les deux modèles paramétriques générallement utilisés. La connaisance du décalage vers le rouge de l'amas et la distribution du décalage vers le rouge des galaxies en arrière plan sont aussi nécessaire à l'estimation de la masse et de la taille à partir de d'un modèle. Les estimés individuels des masses des lentilles gravitationnelles faibles peuvent seulement être dérivés à partir des amas les plus massiques, et la précisions de ces estimés sont limités par les projections le long du champ de vision.

Implications scientifiques

Les estimés de masse déterminés par leffet de lentille sont précieuses parce que la méthode ne demande aucunne assomption sur leur état dynamique ou de leur historique de formation de l'amas en question. Les cartes de masse lenticulaires peuvent aussi potentiellement révéler des "amas noirs", des amas contenants des concentrations hyperdenses de matière noire mais une quantitée relativement peu significatives de matière baryonique. En comparant la distribution de matière noire cartographiée en utilisant les effets de lentille gravitationnlle avec la distribution des baryons avec la les données optiques et rayons-X révèlent les intéractions entre la matière noire et les composantes stellaires et gazeuses. Un exemple notable d'une telle analyse jointe est l'amas du Boulet. Les données de l'amas du Boulet donnent des contraintes aux modèles reliants la lumière, les gaz, et les distributions de matière noire tel que la théorie MOND et le modèle ΛCDM. En principle, puisque la densité des amas en fonction de la masse et du décalage vers le rouge est sensible à la cosmologie sous-jacente, le dénombrement des amas dérivés de grandes études concernant les lentilles gravitationnelles devraient être capable de contraindre les paramètres cosmologiques. En pratique, malheureusement, les projections le long du champ de vision causent plusieurs faux positifs. L'effet de lentille gravtiationelle faible peut aussi être utilisé pour calibrer les relations massiques observables à partir de la superposition de lentille gravitationnelles faibles autour d'un ensemble d'amas, même si cette relation devrait avoir un éparpillement intrinsèque. Pour que les amas lenticullaires soient une sonde de présision de la cosmologie dans le futur, les effets de projection et l'éparpillement dans la relation de l'effet de lentille massiquement observable devrons être complètement charactérisés et modélisé.

Effet de lentille galaxie-galaxie

L'effet de lentille entre galaxie est un type spécifique de lentille gravitationnelle faible (et parfois fortes), dans lequel les objets responsables de la distortion en avant plan des galaxies d'arrière plan est elle-même une unique galaxie qui ne fait pas parti d'un ams plus grand. Des trois régimes typiques de masse dans les effets de lentilles gravitationnelles faibles, les effets de lentille galaxie-galaxie produisent un signal de grandeur moyenne qui est plus faible que le signal produit par les amas lenticullaires, mais plus fort que le signal causé par la transvection cosmique.

Histoire

J.A Tyson et ses collaborateurs furent les premier à postuler le concept d'effet de lentille gravitationnelle galaxie-galaxie en 1984, même si les résultats observationnels de leurs études n'étaient pas conclusif. Ce ne fût qu'en 1996 que les preuves d'une telle distortion furent provisoirement découvertes. Ce n'est qu'en 2000 que les premièrs résultats significatifs furent publiés. Depuis ces découvertes, la construction de télescopes plus grand, ayant de meilleurs résolutions et l'avènement d'études de galaxies à grand champs ont grandement augmenter le nombre de sources d'arrière-plan et de galaxies lenticulaires en avant-plan, permettant un échantillonage statistique beaucoup plus robuste de galaxies, rendant les signaux lenticulaires plus facile à détecter. Aujourd'hui, la mesure du signal de transvection causé par un effet de lentille gravitationnelle galaxie-galaxie est une technique grandement utilisée en astronomie observationnelle et en cosmologie, souvent utilisé en parallel avec d'autres mesures qui aident à déterminer les caractéristiques physiques des galaxies d'avant-plan.

Empilement

Un peu comme les effets de lentille gravitationnelle causées par des amas de galaxies, la détection du signal de transvection d'une interaction galaxie-galaxie demande une mesure de la forme de la source d'arrière plan, et puis de vérifier pour une corrélation de forme. En principe,ce signal pourrait être mesuré autour de n'importe quel lentille d'avant-plan. En pratique, cependant, à cause du champ de masse relativement petite des lentilles et la nature aléatoire des formes intrinsèques des sources d'arrière-plan (le "bruit de forme"), le signal est impossible à mesurer sur une base galaxies par galaxie. De plus, en combinant les signaux de plusieurs mesures de lentilles ensemble (une technique appelé "empilement"), le rapport signal sur bruit s'améliore, permettant de déterminer un signal statistiquement signifiant, fait à partir de la moyenne d'un ensemble de lentilles.

Applications scientifiques

Transvection cosmique

Fonctions de corrélation de transvection

Lentilles gravitationnelles faibles et la cosmologie