Euclid: Early Release Observations. Weak gravitational lensing analysis of Abell 2390

1. Problématique et Objectif

L'objectif principal du télescope spatial Euclid est de contraindre les paramètres cosmologiques via la lentille gravitationnelle faible (WL) et le regroupement des galaxies. Bien qu'Euclid soit conçu pour des relevés de cisaillement cosmique à grand champ, son programme d'observations de première libération (ERO) a ciblé des amas de galaxies massifs spécifiques pour démontrer ses capacités dans des régimes de cisaillement élevé.

Cet article aborde le défi de réaliser une analyse de lentille faible robuste et tomographique sur un seul amas massif (Abell 2390, $z=0.228$) en utilisant les premières données d'Euclid. Les défis spécifiques relevés incluent :

• Mesure des formes : Valider de nouveaux algorithmes de modélisation directe (LensMC) par rapport aux méthodes établies (KSB+, SourceXtractor++) dans l'environnement à cisaillement élevé d'un amas.
• Sélection des sources et calibration : Estimer avec précision les décalages vers le rouge photométriques ($z_{ph}$) et calibrer leurs distributions ($n(z)$) en utilisant des données spectroscopiques limitées et des catalogues de référence externes (COSMOS).
• Correction de la contamination : Quantifier et corriger la dilution du signal de lentille causée par les membres de l'amas au premier plan, ainsi que les biais introduits par l'obscuration des sources (galaxies brillantes de l'amas bloquant les sources d'arrière-plan) et la magnification.
• Reconstruction de masse : Dériver des contraintes de masse précises ($M_{200c}$) et valider la cohérence des résultats à travers différentes chaînes d'analyse et tranches de décalage vers le rouge.

2. Méthodologie

Sources de données

• ERO d'Euclid : Observations d'Abell 2390 réalisées en novembre 2023 à l'aide des instruments VIS (optique) et NISP (infrarouge proche). La pile VIS atteint une profondeur de $I_E \approx 27.0$ (5$\sigma$).
• Données au sol : Imagerie multi-bandes archivée de Subaru/Suprime-Cam ($B, V, R_c, i, I_c, z'$) et de CFHT/Megacam (bande $u$) pour permettre une estimation profonde des décalages vers le rouge photométriques.
• Prétraitement : Les images ont été traitées avec le pipeline ERO, des piles « Aplaties » étant utilisées pour l'analyse des formes. Un outil d'apprentissage profond (DeNeb) a été employé pour soustraire l'émission du cirrus galactique au premier plan, améliorant considérablement la planéité du fond.

Décalages vers le rouge photométriques ($z_{ph}$)

• Code : Utilisation de Phosphoros, un code bayésien d'ajustement de modèles.
• Calibration : En raison de données spectroscopiques limitées sur le champ (principalement des membres de l'amas), l'équipe a utilisé une approche de Carte Auto-Organisée (SOM). Ils ont mappé les galaxies cibles vers le catalogue de référence COSMOS2020 (riche en décalages vers le rouge spectroscopiques) dans un espace photométrique de haute dimension.
• Tranches : Les galaxies ont été divisées en tranches de magnitude ($22 < I_E < 24.5$ et $24.5 < I_E < 26.5$) et six tranches tomographiques de décalage vers le rouge. Les tranches la plus basse ($0.2 < z < 0.3$) et la plus haute ($z > 2.8$) ont été exclues de l'ajustement de masse final pour éviter la contamination par les membres de l'amas et les valeurs aberrantes catastrophiques.

Algorithmes de mesure des formes

Trois algorithmes indépendants ont été employés pour mesurer les ellipticités des galaxies :

1. LensMC : Une méthode Monte Carlo par chaînes de Markov (MCMC) de modélisation directe, désignée pour DR1 d'Euclid. Elle modélise les galaxies comme des profils bulbe+disque.
2. KSB+ : Une méthode basée sur les moments (Kaiser-Squires-Broadhurst) largement utilisée dans les études antérieures d'amas au sol.
3. SourceXtractor++ (SE++) : Un code d'ajustement de modèle utilisant des profils de Sérsic uniques, principalement utilisé pour la photométrie mais également appliqué ici pour l'estimation des formes.

• Calibration : Les biais multiplicatifs de cisaillement ont été corrigés. Les incertitudes de LensMC et KSB+ ont été estimées à $\sim3.2\%$ (incluant la modélisation du PSF et la dépendance au SED).

Corrections de contamination et de biais

• Membres de l'amas : Identifiés via des profils de densité numérique. L'excès de sources près du centre de l'amas (faible $z_{ph}$) a été modélisé et soustrait.
• Obscuration : Des injections simulées de galaxies (utilisant GalSim) dans de vraies images ont été utilisées pour cartographier la perte de probabilité de détection causée par les galaxies brillantes de l'amas.
• Magnification : Modélisée en utilisant un halo NFW de référence pour corriger le changement de densité numérique et de taille des sources dû à la magnification par lentille.
• Facteur d'amplification (Boost Factor) : Un facteur d'amplification radial a été dérivé pour corriger le signal de cisaillement de la contamination restante.

Modélisation de la masse

• Modèle : Profil sphérique Navarro–Frenk–White (NFW) avec une concentration fixe $c_{200c} = 4$ (cohérent avec les études précédentes).
• Ajustement : Ajustement conjoint des profils de cisaillement réduit tangentiel ($g_t$) des quatre tranches tomographiques de décalage vers le rouge et des deux tranches de magnitude sur la plage radiale $0.5 \text{ Mpc} \le r \le 3.3 \text{ Mpc}$.
• Centrage : Le centre de l'amas a été fixé à la position dérivée d'une analyse de lentille forte complémentaire ($RA \approx 328.40494, Dec \approx 17.69460$), minimisant les incertitudes de centrage.

3. Contributions Clés

• Première analyse WL détaillée d'un amas Euclid : Il s'agit de la première analyse complète de lentille faible d'un amas massif utilisant les données ERO d'Euclid, démontrant la capacité du télescope à réaliser des mesures de masse de haute précision.
• Validation algorithmique : Fournit une vérification croisée empirique du nouvel algorithme LensMC par rapport aux méthodes établies (KSB+, SE++) dans un environnement d'amas réel, confirmant leur cohérence.
• Gestion avancée de la contamination : Démontre un pipeline robuste pour corriger la contamination par les membres de l'amas qui tient simultanément compte de l'obscuration des sources et de la magnification, montrant que les profils de densité numérique non corrigés peuvent trompeusement apparaître plats.
• Stratégie tomographique : Met en œuvre avec succès une stratégie de tranchage tomographique de décalage vers le rouge qui imite le flux de travail futur du Grand Relevé d'Euclid (EWS), validant l'approche pour les futures études cosmologiques.
• Extension de la profondeur : Montre qu'Euclid peut mesurer efficacement les formes jusqu'à $I_E \approx 26.5$, nettement plus profond que la limite nominale de l'EWS de $I_E = 24.5$, à condition que des photométries au sol profondes soient disponibles pour l'estimation de $z_{ph}$.

4. Résultats

Contraintes de masse

L'analyse a produit des estimations de masse cohérentes pour Abell 2390 à travers les trois catalogues de formes (en supposant $c_{200c}=4$) :

• LensMC : $M_{200c} = 16.0 \pm 1.2 \text{ (stat)} \pm 1.7 \text{ (sys)} \times 10^{14} M_\odot$
• KSB+ : $M_{200c} = 14.9 \pm 1.2 \text{ (stat)} \pm 1.6 \text{ (sys)} \times 10^{14} M_\odot$
• SE++ : $M_{200c} = 14.5 \pm 1.1 \text{ (stat)} \pm 1.6 \text{ (sys)} \times 10^{14} M_\odot$

Les résultats sont en excellent accord (dans les $1.2\sigma$ en incluant les systématiques) et s'alignent sur les mesures antérieures au sol (par exemple, Weighing the Giants, LoCuSS, CCCP).

Budget d'incertitude

• Statistique : Dominée par les projections de la structure à grande échelle (11 % d'incertitude relative) et le bruit de forme (8 %).
• Systématique : La systématique dominante est l'incertitude de calibration du cisaillement ($\sim4.8\%$). Les corrections de contamination et les incertitudes de calibration des décalages vers le rouge contribuent de manière minimale ($<1.5\%$ combinées).
• Total : L'incertitude systématique combinée est d'environ 5 %.

Vérifications de cohérence

• Cohérence tomographique : Les contraintes de masse dérivées des tranches de décalage vers le rouge individuelles étaient cohérentes avec l'ajustement conjoint, indiquant l'absence de systématiques fortes dépendantes du décalage vers le rouge.
• Mode E vs Mode B : La reconstruction de la convergence ($\kappa$) a montré un signal de mode E significatif traçant les galaxies de l'amas, tandis que le mode B (roté de $45^\circ$) était cohérent avec zéro, confirmant la suppression des systématiques instrumentales.

5. Importance

Cet article sert de « preuve de concept » critique pour la science de la lentille faible d'Euclid. Il démontre que :

1. Résolution d'Euclid : La haute résolution spatiale (échelle de pixel de $0.1''$) permet des mesures de formes précises même dans l'environnement encombré et à cisaillement élevé d'un amas massif.
2. Robustesse du pipeline : La combinaison de méthodes nouvelles (LensMC) et établies (KSB+, SE++) produit des résultats cohérents, renforçant la confiance dans le pipeline de traitement des données d'Euclid.
3. Cosmologie future : L'application réussie du tranchage tomographique et de la correction rigoureuse de la contamination valide la stratégie pour les futures études de cosmologie d'amas d'Euclid. Ces études s'appuieront sur de telles techniques pour briser les dégénérescences entre les paramètres cosmologiques et les relations d'échelle masse-observable des amas.
4. Synergie : L'analyse met en évidence la nécessité de combiner l'imagerie spatiale profonde d'Euclid avec une photométrie au sol profonde (comme Subaru ou les futures données LSST) pour maximiser l'utilité des sources d'arrière-plan faibles pour les contraintes de masse.

En conclusion, l'étude confirme qu'Euclid est prêt à fournir des mesures de masse par lentille faible de haute précision pour les amas de galaxies, ouvrant la voie à sa mission principale de contrainte de l'énergie noire et de la matière noire via la structure à grande échelle.