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Formation des Galaxies. ATELIER « ENSEIGNER l’UNIVERS » Françoise COMBES. Structures à grande échelle dans l’Univers local. Amas et superamas proches . Gott et al (03) Carte Conforme Echelle Logarithmique Grand mur SDSS 1370 Mpc 80% plus grand que Le grand mur CfA2 .

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Presentation Transcript
formation des galaxies

Formation des Galaxies

ATELIER « ENSEIGNER l’UNIVERS »

Françoise COMBES

slide3

Gott et al (03)

Carte Conforme

Echelle

Logarithmique

Grand mur SDSS

1370 Mpc

80% plus grand que

Le grand mur CfA2

grands surveys de galaxies
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‘objets, 100 000 Quasars

1/4 de la surface du ciel (2.5m telescope)

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)

2df galaxy redshift survey
2dF Galaxy Redshift Survey

250 000 galaxies, Colless et al (2003)

principes de formation
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

slide9

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, WMAP)

T/T ~ 10-5à grande échelle

Les structures se développent comme le rayon

caractéristique d ~ R(t) ~ (1 + z)-1

slide11

Le ciel est uniforme à l=3mm

Une fois le niveau constant soustrait

 dipole ( V = 600km/s)

Après soustraction du dipole,

 la Voie Lactée, émissions

de la poussière, synchrotron, etc..

Soustraction de la Voie Lactée

 fluctuations aléatoires

DT/T ~ 10-5

slide12

Univers homogène

et isotrope jusqu’à

la recombinaison et la

condensation des structures

Dernière surface de

diffusion à t=380 000 ans

Anisotropies mesurées

dans le fond cosmologique

r sultats wmap
Résultats WMAP

Wm = 0.26

L = 0.74

Wb =0.04

Ho = 71km/s/Mpc

Age = 13.7 Gyr

Univers plat

slide14

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 Matière

l > ct  ~(1 + z) -2  ~(1 + z) -1

l < ct ~ cste  ~(1 + z) -1

slide15

NEUTRE

Rayonnement

r

Matière

IONISEE

104 z 103

r ~ R-3 matière

r ~ R-4 photons

Point d’Equivalence E

Temps 

slide16

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

spectre de puissance
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

fluctuations de densit
Fluctuations de densité

Tegmark

et al 2004

fractales et structure de l univers
Fractales et Structure de l’Univers

Les galaxies ne sont pas distribuées de façon homogène

mais suivent une hiérarchie

Les galaxies se rassemblent en groupes, puis en amas de galaxies

eux-mêmes inclus dans des superamas (Charlier 1908, 1922,

Shapley 1934, Abell 1958).

En 1970, de Vaucouleurs met en évidence une loi universelle

Densité µ taille -a avec a = 1.7

Benoît Mandelbrot en 1975: nom de « fractal »

extension à l’Univers

Régularité dans l’irrégulier

densit des structures dans l univers
Densité des structures dans l’Univers

Système solaire 10-12 g/cm3

Voie Lactée10-24 g/cm3

Groupe Local 10-28 g/cm3

Amas de galaxies10-29 g/cm3

Superamas 10-30 g/cm3

Densité des photons (3K)10-34 g/cm3

Densité critique (W=1) 10-29 g/cm3

slide22

Quelle est l’échelle limite sup du fractal?

100 Mpc, 500 Mpc?

Corrélations: formalisme inadéquat

(on ne peut pas se servir de la densité)

Densité autour d’un point occupé

G ( r ) µ r-g

Sur la figure, pente g = -1

Correspondant à D = 2

M ( r ) ~ r2

formation hi rarchique
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 (dM/M )

Abel & Haiman 00

slide24

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

Ils sont de moins en moins denses

M µ R2 et r µ 1/R

simulations num riques
Simulations numériques

Avec des fluctuations postulées

au départ, gaussiennes, le

régime non-linéaire peut-être suivi

Surtout pour le gaz et les baryons

(CDM facilement prise en compte

par des modèles semi-analytiques,

à la Press-Schechter)

les param tres de l univers
Les paramètres de l'Univers

Anisotropies de l'Univers

Observations des SN Ia

Lentilles gravitationnelles

slide28

Gaz

Matière noire CDM

Galaxies

Simulations

(Kauffmann et al)

slide29

4 « phases »

4 Zoom levels

from 20 to 2.5 Mpc.

z = 3. (from. z=10.)

slide30

Multi-zoom Technique

Objective:

  • Evolution of a galaxy

(0.1 to 10 kpc)

  • Accretion of gas

(10 Mpc)

slide31

Galaxies et Filaments

Multi-zoom

(Semelin & Combes 2003)

pic acoustique baryonique
Pic acoustique baryonique

Ondes détectées aujourd’hui

dans la distribution des baryons

50 000 galaxies SDSS

Eisenstein et al 2005

oscillations baryoniques r gles standard

cDz/H

Observateur

DqD

Oscillations baryoniques: règles standard

Alcock & Paczynski (1979)

Test de la constante cosmologique

Peut tester le biais b

Galaxies/matière noire

Eisenstein et al. (2005)

50 000 galaxies SDSS

cDz/H = DqD

Possibilité de déterminer H(z)

hypoth ses pour la cdm
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 et al 04, 500kev INTEGRAL)

Actions (solution to the strong-CP problem, 10-4 ev)

Trous noirs primordiaux?

recherches directes et indirectes
Recherches directes et indirectes

Pourraient être formées dans les prochains accélérateurs (LHC, 14TeV)

Recherche directe: CDMS-II, Edelweiss, DAMA, GENIUS, etc

Indirecte: rayons gamma de l’annihilation (Egret, GLAST, Magic)

Neutrinos (SuperK, AMANDA, ICECUBE, Antares, etc)

Indirect

Pas de détection convaincante

Direct

hypoth ses pour les baryons noirs
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

(Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000)

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)

premi res structures de gaz
Premières structures de gaz
  • Après recombinaison, GMC de 105-6Mo 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 avec TCMB
  • Après les premières étoiles, ré-ionisation

Le gaz froid survit pour être assemblé dans les filaments à grande

Échelle, puis les galaxies

Façon de résoudre la « catastrophe de refroidissement »

Régule la consommation du gaz en étoiles

depuis le big bang

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

z=1000

Depuis le Big-Bang

Les observations

remontent le temps

jusqu’à 95% de l’âge

de l’Univers

jusqu’à notre horizon

z=10

z=6

z=0.5

z=0

r ionisation
Réionisation

Percolation progressive des zones ionisées

o sont les baryons

WHIM

Où sont les baryons?
  • 6% dans les galaxies; 3% dans les amas (gas X)
  • ~30% forêt Lyman-alpha des filaments cosmiques
  • Shull et al 05, Lehner et al 06
  • 5-10% dans le « Warm-Hot » WHIM 105-106K
  • Nicastro et al 05, Danforth et al 06
  • ~50% pas encore identifiés!

La majorité des baryons ne sont

pas dans les galaxies

ICM

DM

probl mes du paradigme l cdm
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?

pr dictions l cdm cuspide ou c ur
Prédictions LCDM:  ’cuspide’  ou  ’cœur’

Distribution radiale de la densité de matière noire

Loi de puissance de la densité a ~1-1.5, observations a ~0

relation entre gaz et mati re noire
Relation entre gaz et matière noire

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

Dans les simulations, les proto-galaxies simulées sont fonction de Wb

(Gardner et al 03), et de la résolution des simulations

(physique en-dessous de la résolution)

slide44

Hoekstra et al (2001)

sDM/sHI

En moyenne ~10

courbe de rotation des galaxies naines
Courbe de rotation des galaxies naines

Distribution radiale de DM identique à celle du gaz HI

Le rapport DM/HI dépends légèrement du type

(plus grand pour les early-types)

NGC1560

HI x 6.2

moment angulaire et formation des disques
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

accr tion externe de gaz
Accrétion externe de gaz

Katz et al 2002:

Chauffage par les chocs à la

température viriel, avant de refroidir

à la température de l’ISM neutre?

Sphérique

Accrétion de gaz froid plus

efficace: chocs faibles, et

rayonnement efficace

gaz canalisé le long des filaments

domine à z>1

trop de petites structures
Trop de petites structures

Aujourd’hui, les simulations

CDM prédisent 100 fois

trop de petits halos autour des

galaxies comme la Voie Lactée

destruction des petites structures
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

mati re noire dans les amas de galaxies
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

slide51

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 (Sadat & Blanchard 2001)

autres solutions pour les courbes de rotation des galaxies
Autres solutions pour lescourbes de rotation des galaxies

La matière noire peut

résoudre le problème,

mais aussi…..

Une modification de

la loi de Newton

mond modified newtonian dynamics
MOND: MOdified Newtonian Dynamics

Loi de la gravité modifiée, ou loi de l’inertie (Milgrom 1983)

En-dessous de la valeur de

l’accélération a0~ 2 10-10 m/s-2

gM = (a0 gN)1/2

Potentiel logarithmique

Loi de Tully-Fisher M ~V4

gM2 ~V4/R2 ~ GM/R2

loi de tully fisher
Loi de Tully-Fisher

Luminosité ~ DVrot4

gM2 = a0gN = a0GM/r2= V4/r2

 V4 = a0 GM

Les galaxies naines, dominées

par le gaz, vérifient aussi la

relation, si l’on prend en compte

la masse HI

courbes de rotation multiples
Courbes de rotation multiples..

Sanders & Verheijen 1998, tous types, toutes masses

probl mes de mond dans les amas
Problèmes de MOND dans les amas
  • A l’intérieur des amas de galaxies, il existe encore de la DM, qui
  • ne peut pas être expliquée par MOND, car le centre de l’amas
  • n’est que modérément dans le régime MOND (0.5 a0)
  • Données en rayons-X: gaz chaud en équilibre hydrostatique,
  • et les lentilles gravitationnelles faibles (cisaillement)
  • MOND réduit d’un facteur 2 la masse manquante
  • Il reste une autre composante, qui pourrait être des neutrinos….

(plus des baryons)

La fraction baryonique observée n’est pas totalement la

fraction universelle (15%) attendue

mond et les amas
MOND et les amas

Selon la physique des baryons, du gaz froid pourrait se trouver au centre

des amas (flots de refroidissement)

D’autre part, les neutrinos pourrait représenter 2x plus de masse que les

baryons

l amas du boulet

Gaz X

L’amas du boulet

Preuve de l’existence de matière

Non-baryonique?

Expliquable avec MOND + neutrinos (% habituel, Angus et al 2006)

Masse totale

abell 520 z 0 201

Mahdavi et al 2007

Abell 520z=0.201
  • Rouge= gaz X
  • Contours= lensing
  • Cœur de DM

Coincide avec gaz X

Mais pas avec les galaxies

  • « Cosmic train wreck »
  • Cas Opposé!
abell 520 amas de galaxies en fusion
Abell 520 amas de galaxies en fusion

Contours=masse totale Contours = gaz X

Comment les galaxies sont éjectées du pic CDM??

cl 0024 17

Jee et al 2007

CL 0024+17

Contours=lensing

Contours= rayons X

accr tion de gaz froid dans les galaxies
Accrétion de gaz froid dans les galaxies

Scénario conventionnel: chauffage par chocs à la température Viriel

(106 K pour une galaxie de type MW)

Les simulations avec plus de résolution: 2 modes d’accrétion

Le gaz froid coule le long des filaments, la fraction de gaz froid est

plus grande dans les petits halos (MCDM < 3 1011 Mo)

Keres et al

2005

accr tion froide dans les filaments

Température

Accrétion froide dans les filaments

Densité du gaz froid

Arrêt de la formation d’étoiles

Origine de la bimodalité?

Dekel & Birnboim (2006)

feedback starburst ou agn
Feedback: Starburst ou AGN

Di Matteo et al 2005

amas depers e
Amas dePersée

Salomé et al 2006

Fabian et al 2003

conclusion
Conclusion
  • Paramètres de l’Univers: Wm=0.27, dont15% baryons, 85% ??
  • Le modèle de matière noire CDM, avec L = 0.73 est celui qui
  • correspond le mieux aux observations, y compris les grandes structures
  • Encore des problèmes non résolus:
  •  CDM devrait dominer au centre des galaxies avec une cuspide
  • Problème du moment angulaire des baryons, perdu au

profit de la CDM, et formation des disques

  • Prédiction d’une multitude de petits halos, non observés

La physique des baryons pourrait résoudre une partie des problèmes

et notamment l’accrétion de gaz froid

Ou bien MOND??

mond fit des data wmap
MOND: fit des data WMAP

Fit par MOND

(avec aucune-CDM) des

pics acoustiques

(Skordis et al 06)

Inclut les neutrinos massifs 1-2eV

  • _____: WL=78% Wn=17% Wb=5% MOND
  • - - : WL=95% Wb=5%
  • ...….: LCDM

Fit avec CDM + L

d veloppements r cents pour mond
Développements récents pour MOND
  • Théorie covariante de Lorentz TeVes, qui tend vers MOND à la limite (J. Bekenstein, 2004)  permet de considérer MOND et CMB, structure à grande échelle
  • Théorie qui remplace GR, et tend vers Newton, ou MOND selon la valeur de acc, permet d’expliquer les lentilles gravitationnelles
  • Etend la théorie AQUAL, qui résolvait la conservation du moment (formulation lagrangienne), sans propagation superluminique
interpr tation de mond
Interprétation de MOND?

Analogie avec l’électromagnétisme

GM/r2 = gN = m (gN + gs) = m/(1-m) gs

E = (D – P)/e0 -Q/r2 = d = m (d + p) = m/(1-m) p

e0 permissivité du vide, m permissivité relative

d= D/e0, p = -P/e0

Analogie entre la charge –Q et la masse M, créant un champ en 1/r2

en l’absence de « diélectrique »

Le champ scalaire gs de la 5ème force joue le rôle de la polarisation p

et l’accélération totale g = gN+gs celle du champ E = d+p

Origine quantique, le vide étant polarisé par les baryons et leur gravité?