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  1. Structure et Evolution de l’Univers Françoise Combes Observatoire de Paris CNED, 24 Mars 2010

  2. Structure et évolution de l'Univers • Notre position dans l'Univers • Distribution fractale des galaxies • Fond cosmologique à 3K • Big-Bang, Inflation • Formation des galaxies • Simulations Numériques • Matière Noire, Energie Noire

  3. 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

  4. Tailles dans La Galaxie Etoiles, R=15kpc= 45 000 al Gaz, R=50kpc 1AU = 1.5 1013cm 1pc = 3 1018cm 1pc =2 105 AU

  5. Amas et superamas proches (Jarrett 2004)

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

  7. 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) 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)

  8. Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

  9. Structures fractales dans l’Univers Les galaxies ne sont pas distribuées de façon homogène mais selon 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 propose une loi universelle Densité µ taille -a avec a = 1.7 Benoît Mandelbrot en 1975 crée le nom de « fractal » extension aux structures de l’Univers Régularité et ordre dans le chaos

  10. Paradoxe d’Olbers Pourquoi le ciel est-il noir? Dans l’Univers hiérarchique de Charlier, la condition est Ri+1/Ri > Ni+1 Ou bien, dans le cadre des fractals D > 1 car (Ri+1/Ri)D = N Projection de fractals avec D > 2  projection dim=2 Il est donc suffisant, pour que les galaxies ne remplissent pas la surface de l’Univers, que le fractal soit de dimension < 2 En fait, le paradoxe est résolu aussi par le Big-Bang (univers fini dans le temps) et l’expansion (redshift)

  11. 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

  12. Principe Cosmologique Après Copernic, personne ne prétend que nous occupons une position privilégiée Pourtant, la densité décroît autour de nous Principe Cosmologique: isotropie et homogénéité L’Univers est paramétré selon ce principe (la métrique du référentiel existe) Préjugé non étayé par les observations?: l’échelle d’ homogénéité n’a pas encore été atteinte Fonction de Corrélation à 2 points: loi de puissance de pente g = 1.7 x ( r ) µ r-g (Peebles 1980, 1993)

  13. 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

  14. Transition vers l’homogénéité Nombreuses controverses, groupes de Princeton (J. Peebles), et de Rome (L. Pietronero) Principal argument pour l’homogénéité: le fond cosmologique à 3K (Smoot et al 1992) COBE: fluctuations de 10-5 à 7° Il doit exister une transition, correspondant aux échelles non-encore effondrées gravitationellement, découplées (non linéaires) Transition variable dans le temps

  15. 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

  16. Fonds cosmologique à 3K CMB  2.73K au-dessus de zéro (~ -270° C)  longueurs d'onde millimétriques/cm ( ~= four micro-onde)  400 photons/cm3 (10 000 milliards /s/cm2)  1% de la "neige" sur un poste TV  Homogène et siotrope à 10-5 près  Ces anisotropies nous renseignent sur les fluctuations ayant donné naissance aux galaxies  Dernière surface de diffusion (380 000 ans après le Big-Bang)

  17. Spectre du CMB

  18. Le Big-Bang Expansion, loi de Hubble V=HD Modèles classiques de Friedman k<0 Hyperbolique k=0 Parabolique k>0 Elliptique, fermé Avec constante cosmologique L W = r /r crit

  19. Paramètres de l'Univers W = r/rcrit

  20. Expansion de l'Univers et redshift

  21. Nucléosynthèse primordiale Yang et al 1984 Contraintes sur le rapport h nombres de baryons sur le nombre de photons Wb = 0.05

  22. Inflation Expansion accélérée, exponentielle, de l'Univers, proposée par Guth (1981)  Energie de l'inflaton: équivalent à une constante cosmologique L Explique l'homogénéité, l'isotropie et la platitude de l'Univers (W-1) croît avec t  Résoud le problème de l'horizon, qui croît avec t or les structures croissent comme R(t) ~ t1/2 Les fluctuations quantiques sont amplifiées elles sont à l'origine des fluctuations de matière et des galaxies

  23. Horizon de l'Univers Vous êtes ICI au centre de l'Univers visible Regarder loin revient à remonter dans le temps Jusqu'au Big-Bang il y a 13.7 milliards d'années On ne voit que jusqu'à la dernière surface de diffusion 380 000 ans après le Big-Bang

  24. Solution du problèmede l'horizon

  25. Anisotropies du CMB Processus physiques simples gravité, thermodynamique photons couplés avec le plasma Régime linéaire Ondes acoustiques L'horizon à cette époque est de 1° (COBE a pour résolution 7°)

  26. Une simple perturbation Crée une dépression  Onde sonore à c /√3 Horizon sonore à la recombinaison R~150Mpc Galaxies dans les sur-densités  Ondes acoustiques

  27. Multiples perturbations

  28. Résultats WMAP Wm = 0.28 L = 0.72 Wb =0.05 Ho = 71km/s/Mpc Age = 13.7 Gyr Univers plat

  29. 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

  30. 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)

  31. SDSS et l'énergie noire La comparaison des cartes du survey Sloan de galaxies avec les cartes WMAP ont permis de détecter des corrélations L'interprétation est par l'effet ISW (Integrated Sachs-Wolfe) L'énergie des photons est modifiée par le champ de gravité A la traversée d'un amas de galaxies (puits de potentiel) les photons gagnent de l'énergie en tombant (bleuissent) puis rougissent en remontant Si la traversée prend un certain temps (100 Myr), l'amas de galaxies aura eu le temps d'une expansion non négligeable (terme d'énergie noire L), et son potentiel sera moins profond à la sortie:  les photons ressortent plus bleus

  32. Effet ISW (Integrated Sachs-Wolfe)

  33. 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 DécouvertesRécentes 2001 QSO z=6. absorption continue 2002-06 WMAP paramètres de l’univers Réionisation 2004: HUDF (ACS) Télescope Hubble 2000-06: VLT 2000-06 Chandra/XMM NAG & amas

  34. Découverte de l’âge sombre de l'univers Ligne de visée devant un quasar Spectre en absorption Forêt Lyman-alpha ou absorption continue totale Djorgovski et al 01

  35. Lentilles gravitationnelles

  36. SNe Ia

  37. Supernovae à grand redshift

  38. Les paramètres de l'Univers Anisotropies du fonds cosmique (WMAP)  Univers plat Observations des SN Ia Lentilles gravitationnelles WL=0.7 WM=0.3 Wb=0.05

  39. WMAP 5ème année Vecteurs polarisation du rayonnement Renormalisation de s8 plus faible, spectre pas tout à fait invariant

  40. Oscillations acoustiques Réionisation Moins de tes z=17 WMAP1  z=11 WMAP3 <TE> Temperature-polarisation angular cross power spectrum Anticorrélation 50<l<150 Élimine les défauts topologiques Confortent les fluctuations adiabatiques

  41. Taille de l’Univers Si l’univers est multi-connexe on devrait voir des « copies » dans le ciel Pour un univers plat, Il existe 18 possibilités Hypertore (parallélépipédique faces reliées 2 à 2) Dodécaèdre de Poincaré identification des faces par twist de 36°

  42. Hypertore Comment paver l’espace, courbure nulle

  43. Problème quadrupole et octopole A grande échelle, faible amplitude observée (quadrupole et octopole)  Un univers fini, qui impose une taille maximale aux longueurs d’onde autorisées: Univers dodécaédrique de Poincaré Luminet et al 2003 Pavage 3 sphères par 120 dodécaèdres

  44. Contraintes WMAP Recherche de régions correspondantes dans la carte de température de l’univers • Aucune détection (6 cercles devraient correspondre) • Donne une limite inférieure de la taille de l’Univers à 24 Gpc  Élimine le modèle dodécaédrique

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

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

  47. d 1+z Formation des galaxies instabilité gravitationnelle Dans un Univers en expansion, les structures ne collapsent pas de façon exponentielle, mais se développent de façon linéaire Fluctuations de densité au départ dr/r << 1 définition dr/r = d Les structures se développent comme le rayon caractéristique d ~ R(t) ~ (1 + z) z décalage vers le rouge (1+z) ~ longueur d’onde des photons R(t) 10-5

  48. d 1+z Pour les baryons, qui ne peuvent se développer qu'après la recombinaison à z ~1000 T ~ 2.76 (1+z) K le facteur de croissance ne serait que de 103,  insuffisant, si les fluctuations à cette époque sont de 10-5 Seule la matière noire non-baryonique (pas d’interaction avec les photons, seulement par la gravité) peut commencer de se développer avant la recombinaison, juste après l'équivalence matière-rayonnement r ~ R-3 matière r ~ R-4 photons CDM d~1 baryons E R 10-5