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Un peu de lumière sur la matière noire

Un peu de lumière sur la matière noire.  Pourquoi de la matière noire?  Peut-on s’en passer?  Peut-on former les galaxies dans le modèle L CDM?  Rôle des baryons noirs?. Françoise Combes Observatoire de Paris Séminaire CEA, Lundi 5 Décembre 2005. Big-Bang Recombinaison 3 10 5 an

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Un peu de lumière sur la matière noire

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Presentation Transcript

  1. Un peu de lumière sur la matière noire Pourquoi de la matière noire? Peut-on s’en passer? Peut-on former les galaxies dans le modèle LCDM? Rôle des baryons noirs? Françoise Combes Observatoire de Paris Séminaire CEA, Lundi 5 Décembre 2005

  2. Big-Bang Recombinaison3 105an Age Sombre 1éres étoiles, QSO 0.5109an Renaissance Cosmique Fin de l'âge sombre Fin de la reionisation109an Evolution des Galaxies Système solaire 9 109an Aujourd'hui 13.7 109an Le Contexte 2001 QSO z=6. absorption continue 2002 WMAP paramètres de l’univers Réionisation double? 2004: HUDF (ACS) Télescope Hubble 2000-04: VLT 2000-04 Chandra/XMM NAG & amas

  3. Les paramètres de l'Univers WMAP Anisotropies de l'Univers Observations des SN Ia Lentilles gravitationnelles

  4. Supernovae à grand redshift

  5. Gott et al (03) Carte Conforme Logarithmique "Grand Mur" Great Wall SDSS 1370 Mpc 80% plus long que le Great Wall CfA2

  6. Grands surveys de galaxies CfA-2 18 000 spectres de galaxies (1985-95) SSRS2, APM.. SDSS: Sloan Digital Sky Survey: 1 million de spectres de galaxies images de 100 millions d'astres, 100 000 Quasars 1/4 de la surface du ciel (2.5m telescope) En cours! Apache Point Observatory (APO), Sunspot, New Mexico, USA 2dF GRS: Galaxy Redshift Surveys: 250 000 spectres de galaxies AAT-4m, Australia et UK (400 spectres par pose) Terminé!

  7. Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

  8. 2dF et les modèles Spectre de puissance du 2dF-GRS +meilleur fit du L-CDM Wm h = 0.2 est favorisé Wb/Wm = 0.15 Soit Wm = 0.25, L = 0.75 Peacock (2003)

  9. Pic acoustique baryonique Ondes détectées aujourd’hui dans la distribution des baryons 50 000 galaxies SDSS Eisenstein et al 2005

  10. Schéma de formation des structures Fluctuations primordiales fond cosmologique Structures filamentaires simulations cosmologiques Galaxies baryoniques vues avec le HST

  11. Principes de Formation Un problème encore non résolu Quelques idées fondamentales: instabilité gravitationnelle, taille limite de Jeans Dans un Univers en expansion, les structures ne collapsent pas de façon exponentielle, mais se développent de façon linéaire du/dt +(u grad)u = -grad F -1/r grad p; d r /dt + div u =0 DF = 4p G r Fluctuations de densité au départ dr/r << 1 définition dr/r = d

  12. Temps de free-fall tff = (G r1) -1/2 et temps d'expansion texp = (G < r >) -1/2 Pour les baryons, qui ne peuvent se développer qu'après la recombinaison à z ~1000 le facteur de croissance ne serait que de 103,  insuffisant, si les fluctuations à cette époque sont de 10-5 Dernière époque de diffusion (COBE) T/T ~ 10-5à grande échelle Les structures se développent comme le rayon caractéristique d ~ R(t) ~ (1 + z)

  13. Seule la matière noire non-baryonique, dont les particules n'interagissent pas avec les photons, mais seulement par la gravité peuvent commencer de se développer avant la recombinaison, juste après l'équivalence matière-radiation La matière noire peut donc croître en densité avant les baryons, à toute échelle après l’égalité, mais seulement les perturbations plus grandes que l’horizon avant égalité(free streaming) z > z eq z < zeq Rayonnement Mattière l > ct  ~(1 + z) -2  ~(1 + z) -1 l < ct ~ cste  ~(1 + z) -1

  14. Croissance des fluctuations adiabatiques aux échelles de 1014Mo (8 Mpc) Elles croissent jusqu'à contenir la masse de l'horizon Puis restent constantes (calibration t=0, flèche)  Les fluctuations de la matière (…) "standard model" suivent le rayonnement, et ne croissent qu'après la Recombinaison R  les fluctuations de CDM croissent à partir du point E equivalence matière -rayonnement

  15. Spectre de puissance Théorie de l'inflation: On suppose le spectre indépendant d'échelle, et la loi de puissance est telle que les perturbations entrent toujours dans l'horizon avec une égale amplitude r/r ~ M/M = A M-a a = 2/3, ou (k)2 = P(k) = kn avec n=1 P(k) ~k à grande échelle mais P(k) tilted n= -3 À petite échelle (Peebles 82) Vient de l’effet de streaming en-dessous de l’horizon

  16. Fluctuations de densité Tegmark et al 2004

  17. Formation hiérarchique Dans le modèle le plus adapté aujourd'hui aux observations CDM (cold dark matter), les premières structures à se former sont les plus petites, puis par fusion se forment les plus grandes (bottom-up) | dk|2 =P(k) ~ kn, avec n=1 aux grandes échelles n= -3 aux petites échelles tilt quand ρr ~ ρm à l'échelle de l'horizon dM/M ~M-1/2 -n/6 quand n > -3, formation hiérarchique Abel & Haiman 00

  18. Formation hiérarchique des galaxies Les plus petites structures se forment en premier, de la taille de galaxies naines ou amas globulaires Par fusion successive et accrétion les systèmes de plus en plus massifs se forment (Lacey & Cole, 93, 94) Ils sont de moins en moins denses  lois d’échelles M µ R2 et r µ 1/R

  19. Pfenniger

  20. Gaz Matière noire CDM Galaxies Simulations (Kauffmann et al)

  21. 4 « phases » 4 Zoom levels from 20 to 2.5 Mpc. z = 3. (from. z=10.)

  22. Multi-zoom Technique Objective: • Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc) • Accretion of gas (10 Mpc)

  23. Galaxies and Filaments Multi-zoom (Semelin & Combes 2003)

  24. Hypothèses pour la CDM Particules qui au découplage ne sont plus relativistes Particules WIMPS (weakly interactive massive particles) Neutralinos: particule supersymmétrique la plus légère LSP Relique du Big-Bang, devrait se désintégrer en gamma (40 Gev- 5Tev) Peut-être particules plus légères, ou avec plus d’intéraction non-gravitationnelles? (Boehm, Fayet, Silk 04, 511kev INTEGRAL) Actions (solution to the strong-CP problem, 10-4 ev) Trous noirs primordiaux?

  25. Hypothèses pour les baryons noirs Baryons en objets compacts (naines brunes, naines blanches, trous noirs) sont soit éliminés par les expériences de micro-lensing ou souffrent de problèmes majeurs MACHOS --> MACDOS (objets du disque) (Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000, Tisserand et al 2004) Meilleure hypothèse, c’est du gaz, Soit du gaz chaud dans le milieu intergalactique et inter-amas Soit du gaz froid au voisinage des galaxies (Pfenniger & Combes 94)

  26. Premières structures de gaz Après recombinaison, GMCs de10 5-6 Mo collapse et fragmentent jusqu'à 10-3 Mo, H2 cooling efficace L'essentiel du gaz ne forme pas d'étoiles mais une structure fractale, en équilibre statistique avec TCMB Formation d'étoiles sporadique  après les premières étoiles, Ré-ionisation Le gaz froid survit et sera assemblé dans des structures à plus grande échelle pour former les galaxies Une façon de résoudre la "catastrophe de refroidissement" Régule la consommation du gaz en étoiles (réservoir)

  27. Epoque de la réionisation Ligne de visée devant un quasar Spectre d’absorption forêt Lyman-alpha Ou absorption totale Djorgovski et al 01

  28. Simulation de la ré-ionisation

  29. Nuages H2 froid et Matière noire baryonique Masse ~ 10-3 Mo densité ~1010 cm-3 taille ~ 20 AU N(H2) ~ 1025 cm-2 tff ~ 1000 yr Caractère adiabatique: la durée de vie est bien plus longue Fractal: les collisions mènent à la coalescence, chauffage, et à un équilibre statistique (Pfenniger & Combes 94) 90% des baryons sont invisibles (nucléosynthèse primordiale) Autour des galaxies, la matière baryonique domine La stabilité du gaz H2 froid est due à sa structure fractale

  30. Gaz sombre dans le voisinage du soleil Poussière détectée en B-V (par extinction) et en émission à 3mm Emission Gamma associée au gaz sombre Largement facteur 2 (ou plus) Grenier et al (2005)

  31. Gaz chaud dans les filaments Détection de OVI en X-ray? WHIM ICM DM

  32. Problèmes du paradigme L-CDM • Prédiction de "cuspides" au centre des galaxies, en particulier absentes dans les naines Irr, dominées par la matière noire • Faible moment angulaire des baryons, et en conséquence formation de disques de galaxies bcp trop petits  Prédiction d’un grand nombre de petits halos, non observés La solution à ces problèmes viendrait-elle du manque de réalisme des processus physiques (SF, feedback?), du manque de résolution des simulations, ou de la nature de la matière noire?

  33. Prédictions LCDM: cusp versus core Loi de puissance de la densité a ~1-1.5, observations a ~0

  34. Prédiction de cuspides au centre des galaxies Les galaxies naines Irr sont dominées par la matière noire, mais aussi la masse de gaz domine la masse des étoiles Obéissent à la relation sDM/sHI = cste Les courbes de rotation peuvent être expliquées, quand la densité de surface du gaz est multipliée par un facteur constant (7-10)  CDM ne dominerait pas dans le centre, comme c’est déjà le cas dans les galaxies plus évoluées (early-type), dominées par les étoiles

  35. Hoekstra et al (2001) sDM/sHI En moyenne ~10

  36. Moment angulaire et formation des disques Les baryons perdent leur moment angulaire au profit de la CDM Paradigme habituel: baryons au début  même AM spécifique que DM Le gaz est chaud, chauffé par les chocs à la température Viriel du halo Mais une autre façon d’assembler la masse est l’accrétion de gaz froid Le gaz est canalisé le long des filaments, modérément chauffé par des chocs faibles, et rayonne rapidement L’accrétion n’est pas sphérique, le gaz garde son moment angulaire Gaz en rotation autour des galaxies, plus facile de former des disques

  37. CDM Eviter la friction dynamique GAZ Si le gaz tombe régulièrement (phase froide) sur les galaxies, le moment angulaire sera moins perdu dans les fusions par friction dynamique L’accrétion se fait tardivement Même processus que le feedback, mais peut-être plus efficace (Gnedin & Zhao 02) Le gaz, indépendant, n’est plus Soumis à la friction

  38. Trop de petites structures Aujourd’hui, les simulations CDM prédisent 100 fois trop de petits halos autour des galaxies comme la Voie Lactée

  39. Destruction des petites structures • Plus de gaz froid dans le halo des naines • Moins de concentration • Fragmentation • Les fragments baryoniques chauffent la DM • par friction dynamique et lisserait les • cuspides dans les galaxies naines • La matière est plus dissipative, • plus résonante, et plus sensible à • la destruction par fusion • Pourrait changer la fonction de masse des • galaxies LSB (Mayer et al 01) HSB

  40. Matière noire dans les amas de galaxies Dans les amas, le gaz chaud domine la masse visible La plupart des baryons sont devenus visibles! fb = Wb / Wm ~ 0.15 La distribution radiale dark/visible est renversée La masse devient de plus en plus visible avec le rayon (David et al 95, Ettori & Fabian 99, Sadat & Blanchard 01) La fraction de masse de gaz varie de 10 à 25% selon les amas

  41. Distribution de la fraction de gaz chaud fg dans les amas L’abscisse est la densité moyenne au rayon r, normalisée à la densité critique  La masse noire est plutôt vers le centre (baryons noirs au centre)

  42. Flux de refroidissement dans les amas Temps de refroidissement < temps de Hubble au centre des amas  Flux de gaz, 100 à 1000 Mo/yr Mystère:le gaz froid ou les étoiles formées non détectées? Aujourd’hui, les flux ont été divisés par 10 et le gaz est détecté Edge (2001) Salomé & Combes (2003) 23 galaxies détectées Résultats Chandra et XMM: flux de refroidissement régulés Processus de ré-chauffage, feedback du au noyau actif ou trou Noir central: chocs, jets, ondes sonores, bulles...

  43. Perseus Ha (WIYN) and CO (IRAM) Salome, Combes, Edge et al 05 Ha, Conselice 01

  44. Amas de Persée Fabian et al 2003

  45. Ondes sonores dans Perseus Le plasma relativiste des jets radio comprime le gaz chaud et provoque des ondes sonores Fabian et al 03

  46. Abell 1795: sillage de refroidissement T(cool) 300 Myr (Fabian et al 01) 200 Mo/yr pour R < 200kpc (Ettori et al 02) = temps dynamique d’oscillation 60kpc filament Ha (Cowie et al 85) à V(amas) Sillage de refroidissement La galaxie cD à V=374km/s w/o amas

  47. A1795: CO(2-1) carte intégrée Correspondance étroite entre l’émission CO(2-1) et les raies Ha +[NII] (grey scale) Jets radio: contours 6cm van Breugel et al 1984 Le noyau actif crée des cavités dans le gaz chaud  Refroidissement sur le bord des cavités, où CO et Ha sont observés (Salomé & Combes 2004)

  48. Galaxies Polar Ring (PRG) Les PRG consistent en un hôte early-type avec autour gaz+étoiles perpendiculaires L’anneau polaire ressemble à une « late-type » beaucoup de gaz HI, jeunes étoiles, couleur bleue Unique occasion de tester la forme 3D du halo de matière noire Mais comment relier la DM du PRG à celle du progéniteur spiral? Scénarios de formation NGC4650A

  49. Formation des Polar Rings Par accretion? Schweizer et al 83 Reshetnikov et al 97 Par collision? Bekki 97, 98

  50. Formation of PRG by collision Bournaud & Combes 2003

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