Préparation des journées de prospectives CPPM GT Univers et Rayons Cosmiques 19 mars 2014 S. Escoffier.

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1 Préparation des journées de prospectives CPPM GT Univers et Rayons Cosmiques 19 mars 2014 S. Escoffier

2 Plan  Qu’est-ce que les Oscillations Acoustiques Baryoniques (BAO) ?  Le sondage BOSS de SDSS-III  Présentation de BOSS  La mesure du BAO (isotrope/anisotrope)  Les derniers résultats des analyses BAO et RSD du DR11  Le futur sondage eBOSS

3 QU’EST-CE QUE LES OSCILLATIONS ACOUSTIQUES BARYONIQUES (BAO) ?

4 Oscillations acoustiques de baryons La théorie de formation des structures (galaxies, clusters, vides, etc.) dans l’Univers repose sur l’instabilité gravitationnelle:  Dans les régions de surdensité de matière, l’auto-gravité est plus forte que l’expansion, rendant ces régions encore plus denses avec le temps. Dans les régions de sous-densité de matière, l’expansion le remporte sur la gravitation, et les régions deviennent moins denses. Pendant le premier million d’années de l’Univers, les perturbations de densité dans l’Univers se comportent en partie comme des ondes sonores:  Ceci donne la structure dans les anisotropies de température du Fonds Diffus Cosmologique (CMB), en particulier avec les pics acoustiques. Les mêmes caractéristiques sont prédites pour créer une petite empreinte résiduelle dans le regroupement des galaxies (BAO) aujourd’hui.

5 Oscillations acoustiques de baryons Eisenstein et al., 2006 Soit une perturbation initiale, où il y a un endroit dans l’espace un peu plus dense…

6 Oscillations acoustiques de baryons Eisenstein et al., 2006 Les neutrinos n’interagissent avec rien, et sont trop rapides pour être attirés gravitationnellement: ils s’échappent de la perturbation initiale. La matière noire n’interagit que gravitationnellement, elle ne bouge pas, mais s’élargit dû à la sur-densité de matière au centre. Dans cet Univers jeune, les photons sont couplés aux baryons (matière ionisée) formant un unique fluide. La surdensité de matière s’accompagne d’une pression de radiation des photons, qui génère une onde sphérique se propageant.

7 Oscillations acoustiques de baryons Eisenstein et al., 2006 L’onde sphérique photon-baryon continue à se propager, les neutrinos continuent à s’étaler, et la matière noire froide continue à attirer la matière, concentré au centre mais de plus en plus large (régions de sur-densité deviennent plus denses..).

8 Oscillations acoustiques de baryons Eisenstein et al., 2006 Au moment de la recombinaison (noyaux et electrons forment les atomes neutres), les photons s’échappent de la perturbation baryonique.

9 Oscillations acoustiques de baryons Eisenstein et al., 2006 La vitesse du son diminue, due au couplage réduit entre les photons et le gaz. Les photons (comme les neutrinos avant) voyagent jusqu’au temps présent, où leur observation mène au CMB. Nous sommes alors avec une perturbation de matière noire au centre initial de la perturbation, et avec une perturbation de gaz dans une enveloppe de 150 Mpc de rayon.

10 Oscillations acoustiques de baryons Eisenstein et al., 2006 Avec le temps, les deux espèces (matière/matière noire) s’attirent gravitationnellement, et les perturbations se mélangent.

11 Oscillations acoustiques de baryons Eisenstein et al., 2006 Finalement les deux densités de perturbations semblent similaires, et la perturbation du gaz a laissé une empreinte dans la perturbation de la matière noire: le pic BAO. Aux temps tardifs, les galaxies se forment dans les régions de sur-densité de gaz et de matière noire: on s’attend à une augmentation de 1% du nombre de galaxies séparées de 150 Mpc. (le rapport des pics a diminué dû au fait que la matière noire est 5 fois plus importante que la matière).

12 Oscillations acoustiques de baryons Planck, 2013 Eisenstein et al., 2005 Première détection du pic BAO en 2005 dans SDSS

13 Oscillations acoustiques de baryons SNIa : Standard candle BAO: Standard ruler

14 LE SONDAGE BOSS DE SDSS-III “BARYON OSCILLATION SPECTROSCOPIC SURVEY”

15 Le télescope Sloan (SDSS) Le télescope Sloan est situé à Apache Point Observatory au NM (US), et fait de 2.5 m. SDSS en quelques chiffres Le programme SDSS-III (2009-2014) a succédé à SDSS-I (2000-2005) et SDSS-II (2005-2008) et a couvert: - un relevé photométrique (héritage de SDSS- II)de plus de 500 millions de galaxies et d’étoiles sur 15 000 deg 2 du ciel. (DR8 de 01/2011) - un relevé spectroscopique pour BOSS, avec deux spectrographes pour un total de 1000 fibres

16 Le sondage BOSS (2009-2014) BOSS est 1 des 4 programmes de SDSS-III (avec SEGUE-2, MARVELS, APOGEE). Observations en dark time de l’automne 2009 à l’été 2014. BOSS en quelques chiffres BOSS est constitué de deux sondages spectroscopiques, sur 10,000 deg 2 du ciel: -Spectres de 1.5 million de Luminous Red Galaxies (LRG) jusqu’à z = 0.7 -Spectres de 160 000 quasars Lyman-α pour 2.2 < z < 3.5 (BAO avec la ligne de visée)

17 Les résultats BAO de BOSS Le pic BAO peut être clairement identifié dans la fonction de corrélation ξ(r) à 2-point (moyenne sphérique): la position du pic BAO donne alors une mesure de la quantité D v : La mesure du pic BAO et les contraintes sur les paramètres cosmologiques Détection du pic acoustique à 7 σ avec DR11… En pratique, une cosmologie est supposée pour la conversion redshift en distance, donc l’ajustement du pic BAO dépend d’un facteur de dilatation: où r d est l’horizon sonore à l’époque de la recombinaison. Anderson et al., arXiv:1312.4877

18 Les résultats BAO de BOSS Autre méthode, utiliser le spectre de puissance P(k) (=transformée de Fourier de la fonction de corrélation ξ(r)), où on attend une série de pics acoustiques La mesure du pic BAO et les contraintes sur les paramètres cosmologiques Les résultats du papier DR11 (Anderson et al. 2014 ) Précision sur la mesure à 1%  couverture médiatique importante aux US Anderson et al., arXiv:1312.4877

19 La mesure du BAO Remarques: La mesure du BAO seul, de façon « isotrope », ne permet pas de lever la dégénérescence entre le paramètre de Hubble H(z) et la distance de diamètre angulaire D A (z) Mais études aux ordres supérieurs le permettent…

20 La mesure du BAO…. Conclusions: Les résultats du papier DR11 (Anderson et al. 2014 ) Comparaison des D V Comparaison des D A et des H

21 Perspectives avec les RSD Le facteur de croissance ou le taux de craissance des structures f(z) quantifie l’efficacité avec laquelle les structures cosmologiques croissent: Dans les relevés de galaxies, les vitesses propres déforment l’espace observable Effet Kaiser (grandes échelles): chute des galaxies dans les potentiels de DM Augmente le rapport S/N du clustering Doigts de Dieu (amas virialisés: petites échelles): Vitesses aléatoires des galaxies

22 La croissance des structures

23 Perspectives avec les RSD La puissance des RSD est de pouvoir mesurer le taux de croissance des structures f(z), qui est paramétrisé selon la forme f=Ω Υ m. Selon la Relavitivé Générale, le paramètre γ=0.54  tout écart signerait une déviation à la RG aux grandes échelles… Les mesures dites de clustering ne se limitent pas à la mesure de la position du pic BAO, mais prennent en compte toute l’information contenue dans les grandes structures. Les Redshift Space Distortions (RSD)

24 LE FUTUR SONDAGE EBOSS “EXTENDED-BOSS”

25 Le sondage eBOSS Le relevé de galaxies eBOSS est un sondage intermédiaire entre BOSS et les futurs grands surveys spectroscopiques DESI, PFS et Euclid eBOSS se propose de cartographier tout le domaine en redshift 0.6 < z < 3.5, avec 4 target selections: GalaxiesRedshiftsSky density Total areaNb targetDistance precision LRG0.6<z<0.950deg -2 7500deg 2 375,0000.8% ELG0.6<z<1.0180deg -2 1500deg 2 270,0002.0% QSO1.0<z<2.290deg -2 7500deg 2 860,0001.8% Lya QSO2.2<z<3.5~20deg -2 7500deg 2 150,0001.1% LRG QSO BOSS LRGs BOSS QSOs ?

26 Conclusions Les résultats de BOSS avec DR11 sont très compétitifs, avec aujourd’hui une détection du pic BAO à 7 sigma et une mesure sur la distance D V à 1%. Le sondage eBOSS représente pour la communauté française une opportunité de rester, voire de prendre un leadership, dans la compétition internationale (aujourd’hui principalement anglo-américaine), avant le démarrage des futurs grands sondages DESI, LSST et Euclid Nécessité de combiner les données « BAO » avec celles du CMB, mais aussi du cisaillement gravitationnel (WL), des SN, des amas, …

27 BACK-UP

28 Le BAO avec les QSO Ly-α Dans le domaine en redshift 2.2<z<3.5, le BAO peut etre déduit avec la ligne de visée à travers la foret Lyman-alpha des quasars lointains. Première mesure du pic BAO à haut redshift, quand l’Univers était dominé par la matière (Busca et al. 2013). Fonction de corrélation avec décomposition multipolaire

29 Le BAO avec les QSO Ly-α Les contraintes à différents redshifts permettent de lever certaines dégénesrences

30 Le sondage BOSS (2009-2014) BOSS en quelques mots BOSS publie ses données sous forme de Data Release DR9 = July 2012 3 275 deg 2 831 000 objets dont 535 995 galaxies DR10 = July 2013 6 373 deg 2 1 507 954 objets dont 927 844 galaxies DR11 = Données publiques avec DR12 en December 2014 Final release