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(Richard et al. 2006, Stark et al. 2007, Richard et al. 2008). (Richard et al. 2007, Limousin et al. 2007, Richard et al. 2009) (Stark et al. 2008, Nature) (Richard et al. 2004, SPIE, Richard et al. 2006, SPIE) |
Exemple d'amas lentille (Abell 2218) montrant des images caractéristiques en forme d'arcs allongés, qui
sont des distortions et amplifications de sources d'arrière-plan observées par effet de lentille forte.
L'effet d'amplification est maximal au voisinage de la ligne critique, représentée ici en rouge pour une
source à z=1.0
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Je participe à différents projets de recherche des plus jeunes galaxies formées au cours de, ou peu après, l'époque de réionisation cosmique. Un des objectifs les plus récents de la cosmologie moderne consiste à caractériser la nature, les propriétés physiques et l'époque de formation de ces sources responsables de la réionisation du milieu intergalactique. La poursuite des recherches de galaxies au-delà de z ~ 6.5 pour atteindre cet évènement majeur de l'histoire de l'Univers requiert des observations extrêmement profondes dans le domaine proche-infrarouge. D'ici la construction des télescopes au sol de classe 20-30 m et le lancement du James Webb Space Telescope, les sondages utilisant les lentilles gravitationnelles offrent la seule possibilité de vérifier par spectroscopie la présence d'une population abondante de sources de faible luminosité
J'ai dirigé ou contribué majoritairement à trois projets ayant comme objectif la recherche de galaxies à très grand redshift dans les régions centrales d'amas lentilles:
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Imagettes montrant la distribution spectrale en énergie moyenne des candidats dans chacun des filtres ACS/NICMOS.
Couverture de la région centrale d'un des amas avec NICMOS, la ligne critique à grand redshift est représentée en bleu. |
Contraintes sur l'abondance des ``Dropouts'' à partir de ce sondage. Le domaine
de luminosité étudié, après correction par le facteur
d'amplification, sont jusqu'à 2 magnitudes plus faibles que les champs ultra
profonds étudiés par Hubble (UDF).
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Couverture spectroscopique avec NIRSPEC pour un des amas (Abell 68), montrant la position d'un des candidats et la ligne critique à très grand redshift. |
Agrandissement du spectre bidimensionnel pour les 6 candidats émetteurs Lyman-alpha découverts
lors de ce sondage.
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J'utilise le logiciel LENSTOOL pour contraindre la distribution de matiè noire de plusieurs amas lentilles, en particuler au sein des deux collaborations MACS (MAssive Clusters Survey) et LoCuSS (LOcal ClUster Substructure Survey). Je me suis spécialisé dans la mesure des redshifts d'un très grand nombre d'images multiples identifiées dans chaque amas, en utilisant principalement l'instrument LRIS sur le télescope Keck.
Voici quelques exemples re résultats obtenus pour des amas individuels:
La modélisation des amas lentilles contraint la distribution de matière noire en
utilisant les positions et le redshift de différents systèmes d'images multiples. Dans l'autre
direction, un modèle de masse bien contraint peut fournir des prédictions de redshift pour un
nouveau système d'images multiples.
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 (Richard et al. 2007) |
(Limousin, Richard et al. 2007) |
(Richard et al. 2009) |
Avec mes collaborateurs à Caltech (Richard Ellis, Tucker Jones), Durham (Mark Swinbank, Ian Smail) et Cambridge (Dan Stark), nous avons réalisé un sondage dans les amas lentilles des arcs à z>2 les plus brillants, à partir des sondages LoCuSS et MACS (voir ci-dessus), afin d'en étudier les propriétés physiques de manière très détaillée.
En effet, l'étude des propriétés internes, en particulier la dynamique, de ces galaxies très distantes permet de tester les modèles de formation des galaxies. La dynamique permet de distinguer entre des champs de vitesse chaotiques ou bien ordonnés, selon la maturité des systèmes. L'amplification gravitationnelle fournit une augmentation très importante des dimensions angulaires, permettant d'atteindre des résolutions de ~100 pcs dans le plan source. La stratégie de notre sondage est la suivante:
- Utiliser les images snapshot du télescope Hubble pour identifer des arcs brillants et très amplifiés, de meme que d'autres systèmes multiples
- Réaliser la spectroscopie visible de ces arcs avec Keck/LRIS ou VLT/FORS pour mesurer leurs redshifts, extinction, intensité des raies spectrales, taux de formation stellaire et métallicités
- Prévisualiser les meilleurs candidats avec la spectroscopie proche-infrarouge (avec Keck/NIRSPEC): mesure les abondances, taux de formation stellaire et extinction de manière indépendante.
- Selectionner les raies d'émission proche-infrarouge les plus brillantes pour un suivi avec des spectrographes intégral de champ (IFU), comme Keck/OSIRIS et VLT/SINFONI: ceux-ci permettent de mesurer la dynamique à haute résolution spatiale dans ces objets.
- Effectuer des observations complémentaires: autres images Hubble pour étudier les populations stellaires résolues, mesures de l'émission CO et du continuum radio, spectroscopie moyen-infrarouge avec Spitzer/IRS
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(Smail et al. 2007) |
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