Bonn seminar Oct' 19, 2005

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Lensing faits marquants passés et à venir
Y. Mellier Institut dAstrophysique de
Paris Observatoire de Paris
Colloque PNC, LAL, 24 novembre 2005
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Lensing et cosmologie

• Cosmic shear
• Amas de galaxies
• Statistiques des arcs, fonction de masse,
• Reconstruction damas
• Superamas de galaxies
• Dark clusters
• Halos galactiques
• Galaxy/galaxy lensing
• Reconstruction de halos
• Microlensing
• Décalage temporel , H0
• Galaxies amplifiées à grand redshift
• Biais damplification des QSOs
• Dimension des absorbeurs par biais
  damplification
• Lensing sur fond diffus
• Cartes CMB
• CMB/galaxies cross-corrélation
• Carte ionisation
• Cordes cosmiques

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Lensing et cosmologie en France

• Cosmic shear
• Amas de galaxies
• Statistiques des arcs, fonction de masse,
• Reconstruction damas
• Superamas de galaxies
• Dark clusters
• Halos galactiques
• Galaxy/galaxy lensing
• Reconstruction de halos
• Microlensing
• Décalage temporel , H0
• Galaxies amplifiées à grand redshift
• Biais damplification des QSOs
• Dimension des absorbeurs par biais
  damplification
• Lensing sur fond diffus
• Cartes CMB
• CMB/galaxies cross-corrélation
• Carte ionisation
• Cordes cosmiques

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Lensing et cosmologie quelques exemples
marquants

• Cosmic shear
• Amas de galaxies
• Statistiques des arcs, fonction de masse,
• Reconstruction damas
• Dark clusters
• Superamas de galaxies
• Halos galactiques
• Galaxy/galaxy lensing
• Reconstruction de halos
• Microlensing
• Décalage temporel , H0
• Galaxies amplifiées à grand redshift (Pello et
  al, Kneib et al, Schaerrer et al)
• Biais damplification des QSOs
• Dimension des absorbeurs par biais
  damplification
• Lensing sur fond diffus
• Cartes CMB
• CMB/galaxies cross-corrélation
• Carte ionisation
• Cordes cosmiques

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Lensing et cosmologie
Les grands projets autour desquels se cristallise
le lensing en France

• Eros
• Virmos-Descart
• VVDS
• CFHTLS
• XMM (amas) XMM/LSS (CFHTLS)
• Cosmos
• Horizon (simulations numériques)
• WIRDS (?)
• Planck
• KIDS (?)
• DUNE-CNES
• DarkCam
• DUNE-ESA / JDEM / SNAP

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Cosmic shear avancées et projets en cours

• Relevés Virmos-Descart, WHTKeck, CFHTLS/CSLS
• Mesures IMCAT, shapelet, Im2shape, etc.. STEP1
  (Heymans et al 2005 grand succès émergeant de
  Lausanne2004)
• Effets systématiques Suppresion des modes B,
  N(z), correlations intrinsèques, corrélation
  shear/corrélations intrinsèques
• Paramètres cosmologiques ?8, ?m, w (CSLS)
• Premières fonctions à trois points
  (Virmos-Descart)
• Reconstruction 2D/3D du spectre de puissance
  (Virmos-Descart)
• Premières analyses du biasing (RCSVirmos-Descart)
  
• KIDS
• DUNE-CNES et cosmic vision JDEM/DUNE/SNAP
  Présentation Réfrégier
• DarkCam

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Om - ?8 2000-2005
VIRMOS-Descart survey CFH12K
Red Cluster Sequence survey CFH12K
WHTKeck
Hoekstra, Yee, Gladders, 2002
Van Waerbeke, Mellier, Hoekstra 2005
Bacon, Massey, Réfrégier , Ellis 2003 Massey et
al 2004
Tous les relevés Om 0.30 /- 0.1 s8
0.85 /- 0.15 (99 )
Modes-B (résolu?), correction anisotropie PSF,
N(z) critiques
Voir Van Waerbeke et al 2000, 2001, 2002, 2005
Wittman et al 2000 Bacon et al 2000, 2003
Kaiser et al 2000 Maoli et al 2001
Réfrégier et al 2002 Hoekstra et al 2002,
Haemmerle et al 2001, Heymans et al 2005, Rhodes
et al 2001, Brown et al 2002, Hamana et al 2002,
Jarvis et al 2002, Massey et al 2004.
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Quelques résultats marquants avec Virmos-Descart
Spectre de puissance 3D
?0.73 ?0.27 ?80.9 ?0.19 h0.71
Note 3-pts function des étoiles0 !
Pen, Lu, van Waerbeke, Mellier 2003

• OCDM Om0.3 ?0.0 s80.85 H070
• ?CDM Om0.3 ?0.7 s80.85 H070
• t-CDM Om1.0 ?0.0 s80.60 H050

Bernardeau, van Waerbeke, Mellier
2003, Bernardeau, Mellier, van Waerbeke 2002
Voir aussi Pen et al 2003 pour la skewness
Non gaussianités
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Virmos-Descart et CFHTLS
CFHTLS-Cosmic Shear Legacy Survey (CSLS) K.
Benabed (IAP), F. Bernardeau (CEA/SPhT), L. Fu
(IAP), S. Gwyn (U. Vic.), H. Hoekstra (U.
Victoria), M. Hudson (U. Waterloo), R. Maoli
(IAP), Y. Mellier (IAP), L. Parker (U. Waterloo),
U.L. Pen (CITA), E. Semboloni (IAP), I. Tereno
(IAP), L. van Waerbeke (UBC, Vancouver)
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Cosmic shear avec le CFHTLS
Hoekstra et al 2005 , Sembolini et al 2005, Fu
et al 2006
Canadian pipeline
French pipeline
(van Waerbeke, Mellier, Hoekstra 2005)
zgt0.5
zlt0.5
Semboloni et al. 2005
Hoekstra et al 2005
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CSLS et le  modèle de concordance
Courbes noires superposition du modèle aucun
fit!!

• Trait noir ?80.85 ?m0.27 ?0.73 h0.71
  ltzsgt0.85 ?e 0.36 ngal15 gal/arcmin2
• Erreurs Poissoncosmic variance incluses

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CSLS ?m-?8
DeepWide avec Om0.3 ?8 0.89 /-0.06
(PD) ?8 0.86 /-0.05 (Halo fit)
Van Waerbeke et al 2005 (Virmos-Descart)
?8 0.83 /- 0.07 Hoekstra et al 2003
(RCS) ?8 0.85 /-
0.07 Sembolini et al (2005, CFHLS-Deep)
Hoektra et al (2005, CFHTLS-Wide)
?8 0.89/-0.06 ?8
0.86/-0.05 5 de précision sur ?8
Deep Wide
Semboloni et al 2005 Hoekstra et al 2005
Deep, aire effective 2.1 deg2 Wide, aire
effective 22 deg2
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CSLS wP w0 ?Deep Wide w0 lt -0.8
(68) w0 lt -0.4 (99)
Deep only
Deep Wide
Wide only
Hoekstra et al 2005, Semboloni et al 2005
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Synergie SNLSCSLS
CSLSSNLS
SNSL 1yr
CSLS 1yr DeepWide 22/170 deg2
SNLS 5yrs
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Résumé

• Démonstration que MegaPrime/Megacam est un
  excellent instrument pour le cosmic shear.
• Banc de test de la qualité des produits de sortie
  Terapix.
• Aucun mode B dans les données Deep et Wide
• Analyse weak lensing avec deux pipelines, effet
  achromatique et effet du redshift des sources
  vérifiés
• Premiers résultats cosmologiques
• ?80.86/-0.05
• Wlt-0.80
• SNLSCSLS prometteur parfaite synergie des 2
  programmes phares du CFHTLS
• CSLS 2005 Ce nest quune question de temps 70
  deg2 en 2006 (Fu et al 2006), tout le champ en
  2007, tous les filtres en 2008 avec un
  instrument encore plus performant en qualité
  dimage
• Les photo-z vont devenir indispensables pour
  explorer les modèles w(z) (i.e. w0,w1) et une
  interpétation cosmologique fine (avantage du
  W1/D1VVDS)

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MegaPrime/Megacam une qualité dimage
excellente depuis aout 2005
Enorme effort du staff CFHT au cours de la
période 2004-2005 pour corriger les anomalies des
images du WFC
Aout 2005 L3 flip Spacer tilt
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Amas de galaxies
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Amas et lensing

• Précision des reconstructions de masse 30, 10,
  5??
• Inventaire des effets systématiques PSF
  correction, redshift des sources, effets de
  projection (internes, externes)
• Profil radial de la distribution de masse des
  amas de galaxies SIS ? NFW ?
• Les amas peuvent ils servir à sonder lénergie
  noire?
• Les amas lointains les plus massifs peuvent être
  détectés mais cela suffit-il pour tester avec
  précision les scenarios cosmologiques?
• Les dark clusters
• Weak lensing des amas sans doute un objectif
  majeur du JWST

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SIS? NFW? NFWg?PoW?
HST/ACS
Broadhurst et al 2003
A1689 data
Autre example Cl00241654 Bonnet et al 1994
SIS ok, dVauc ok Tyson et al 1998 NFW pas
ok Kneib et al 2003 NFW ok, SIS pas ok
Bardeau et al 2004
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MS2137-23 contrainte avec la 5ième imageUn
diagnostic affecté par les sous-structures?
HST/WFPC2
Gavazzi et al 2003
NFW
IS
Gavazzi et al 2003
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Effets systématiques produits par les projections
sur la ligne de visée
Metzler et al 1999
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30 de précision sur la masse est-ce suffisant
pour la cosmologie de précision?
Analyse de la fonction de masse et de labondance
des amas avec le weak lensing?
Solevi et al 2005
Solevi et al 2005 il faut atteindre une
précision sur les masses de 5 mais
aujourdhui la précision est de 30-20 à cause
des systématiques
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Statistique détection et analyse des
halos Dépend à la fois des paramètres
cosmologiques et du profil
Aperture mass Map statistics
Kaiser et al 1994, Schneider 1998
Voir présentation de Gavazzi
Hetterscheidt et al 2005
NFW, ?6 Om0.3 ?0.7
?
(et,er)

• Map permet disoler une échelle angulaire et
  didentifier les halos à cette échelle.
• Peut être optimisée pour la détection des amas
  de galaxies.
• Très sensible aux effets de bords mieux adapté
  aux grands champs compacts

Statistique des pics Jain van Waerbeke 2000
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Comment faire mieux?

• N(z)
• Calibration de la masse, effets de projection
• Observations plus profondes
• Petites échelles et sous-structures mieux
  échantillonnées
• Mais le modèle peut devenir très (trop?) complexe
• Biais damplification, déplétion
• Pas besoin de correction danisotropie de PSF
• Plus de pb de dégénérescence du plan masse
• S/N significativement plus faible que pour la
  distorsion ( facteur 3)
• Mais N(z) des sources varie avec distance radiale
• Grand champ nécessaire pour avoir un point zéro
  des comptages
• Analyse conjointe Strong Weak lensing
• Sonde conjointement le centre (strong) et
  lextérieur (weak)
• 5ième image ? Déplacement/modification de
  limage par les sous-structures ?
• Dispersion de vitesse en fonction de la distance
  radiale ?
• Geometrie/dynamique interne (Miralda-Escudé 1996,
  Gavazzi 2005)
• Analyse simultanée X-ray/galaxies-?V/weak
  lensing/SZ?
• Implique géométrie 3-D (Doré et al 2002)
• Redshift survey des galaxies damas sur des
  centaines de galaxies (Czoske et al 2000)

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Les objets exotiques

• Dark cluster
• Cordes cosmiques

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Plusieurs candidats potentiels. Un candidat
particulièrement intéressant (HST)- Analyse EIS
deepCombo-17 30 des amas détecter en aveugle
semblent noir. Comment réconcilier avec cosmic
shear et ?8 déduit des X, du cosmic shear?
Dark clusters?
Miralles et al 2002
HST/STIS data
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Dark cluster
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Le téléscope gravitationnel

• Modélisation des lentilles (lignes critiques)
  Photo-z chercher les candidats à très grand z
• Préparer les nouveaux catalogues et échantillons
  avec WIRDS
• Préparer les candidats arc/arclets à grand z pour
  Grantecan/EMIR puis ESO/KMOS, ESO/IFUs
• Spectroscopie trouver les vraies galaxies
  amplifiées les plus lointaines
• Arcs à z10 ? Oui, non?
• La formation stellaire dans les arcs/arclets de
  grand redshift
• Les échantillons arcs/arclets sont- ils
  représentatifs des galaxies à grand redshift?
  Biaisent-ils notre interprétation de lhistoire
  de la formation des galaxies?

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Des objectifs pour 2006

• Redshifts photométriques une priorité.
  Observations en visible, NIR (WIRDS) et en
  spectroscopie au-delà de IAB24.5 (apport crucial
  du VVDS) . Intercomparaison Hyper-z, Pegase,
  Phare (equivalent de STEP1)?
• CFHTLS premiers résultats, LE relevé weak
  lensing pour 2006-2008
• Cosmic shear ?gt1o régime linéaire,
  exploration des grandes échelles
• Biasing corrélation croisée ltNap,Mapgt
  galaxy/galaxy lensing
• Détection/statistique des halos (présentation
  Gavazzi), galaxy/galaxy lensing
• Fonctions à (2n) points du shear ?
  cosmologie(s)?
• Impact du clustering si ?z 0.03(1z) , ou
  0.05(1z) , ou 0.1(1z)?
• Inversion photo-z tomographie w(z)
• Analyses conjointes CMB/lensing
  SNIa/lensing (présentation Tereno)
• Amas CFHTLS, EDICS, KIDS
• Reconstructions des amas de galaxies
  (présentation Gavazzi)? Les biais sont ils
  tueurs ?
• Arcs et halos (poster Cabanac et al SL2S) arc
  statistique et paramètres cosmologiques?
• Construction dune fonction de masse sur un
  échantillon complet en shear limite? complet en
  magnitude? complet en redshift?
• Les simulations numériques sont indispensables
  le WL voit des objets de nature directement
  comparable aux simulations, effets
  systématiques, effets non-linéaires
  (présentation Colombi)
• CMB lensing avec Planck mode B,
  cross-corrélation galaxies/CMB

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Quels projets pour les relevés WL de troisième
génération?