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Cosmologie ˜ Les grandes structures de lUnivers Edouard Audit, DAPNIA/SAP.

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1 Cosmologie ˜ Les grandes structures de lUnivers Edouard Audit, DAPNIA/SAP

2 Le Contexte Modèle de «concordance» de la cosmologique Ω T 1, Ω 0.7, Ω M 0.3, h On semble converger sur lessentiel … … reste à préciser les 97% restant.

3 Comprendre les mécanismes physiques de la formation des grandes structures Contraindre les modèles cosmologiques Ω 0, H 0, Λ … ?

4 Modélisation numérique de la formation des grandes structures Z=5

5 Modélisation numérique de la formation des grandes structures Z=1

6 Modélisation numérique de la formation des grandes structures Z=0

7 Les ingrédients physiques Conditions initiales: – un spectre de fluctuations ( fluctuations quantiques portées aux échelles cosmiques grâce à linflation.) – un modèle cosmologique Composantes non collisionnelles: la matière noire (CDM, WDM ?), les étoiles Vlassov-Poisson Composantes dissipatives: le gaz ( chaud, froid, très froid ) Euler-Poisson Ingrédients supplémentaires: Le refroidissement (atomique&moléculaire) La formation détoiles et son influence sur le gaz. La retro-action des supernovae …… Ceci permet de décrire la formation des galaxies, depuis la fin des âges sombres jusquà aujourdhui par une approche « ab-initio »

8 50 h -1 Mpc 12.5 h -1 Mpc 3 h -1 Mpc ~ 50 h -1 kpc 750 h -1 kpc Un problème multi-échelles et multi-physiques

9 Maillage adaptatif (code RAMSES du DAPNIA/SAP)

10 Les simulations permettent daborder la physique complexe et non-linéaire de la formation des structures Elles sont indispensables à la préparation et à lexploitation des grands relevés observationnels. Fonction de corrélation, nombre damas, de galaxies, taux de formation stellaire, morphologie des galaxies ….. Le projet HORIZON Etude numérique de la formation des galaxies dans un cadre cosmologique. Développer des techniques de pointe en programmation parallèle Rassemble la communauté au niveau national Donner à la communauté française un accès convivial à des résultats de simulations de haut niveau.

11 Taux de formation détoiles modélisation VS. observations

12 Herschel (2007) Télescope de 3.5m de diamètre Orbite au point L2 3 instruments pour le submillimétrique: –HIFI: spectroscopie haute résolution µm –PACS: Imagerie et spectro-imagerie à dans la bande µm –SPIRE: Imagerie et spectro-imagerie dans la bande µm. Le SAp a l'entière responsabilité de l'imageur de PACS (participation du LETI et du SBT ) Sur SPIRE le SAp construit une partie de l'électronique Lancement le 15 février 2007

13 JWST JWST: Le successeur de Hubble dans lInfrarouge Un miroir de 6,6 m Lancement en 2011 mission de 5 à 10 ans INSTRUMENT MIRI Spectro-imageur, 5-28 μm Participation française focalisée autour du banc optique de limageur (détecteur intégré au RAL, UK) Responsabilité managériale de la partie française Responsabilité « système » de lensemble

14 Aux origines des galaxies Reconstruire l'évolution du nombre de galaxies et du taux de formation stellaire jusqu'à z~10 (premières structures) Herschel est conçu pour la réalisation de larges relevés du ciel Le JWST a une meilleur résolution spatiale et une plus grande sensibilité ~ Ces deux expériences ont des domaines spectraux très complémentaires permettant de voir les régions de formation stellaire et lémission visible à très grands redshift

15 Les Amas de Galaxies - XMM Plus grandes structures de lUnivers Trois composantes principales : – Matière noire – Gaz chaud (émission X) – Galaxies (optique) Physique des amas Contraintes cosmologiques

16 Sous-structures apres soustraction de l'emission de l'amas principal 2 Mpc L'amas de galaxies Coma: un amas en fusion Les amas grandissent en fusionant avec d'autres amas ou groupe des galaxies Emission X observée avec XMM-Newton Carte de température de Coma Blanc:chaud; rouge:froid Physique des amas

17 Détermination de la distibution de la matière noire dans les amas de galaxies avec l'approche hydrostatique en utilisant le milieu intra-amas qui émet en X Comparaison du profil mesuré (avec barres d'erreur) avec des modèles differents (profil King, CDM: NFW, et Moore et al.). Profil de matière noire

18 Le relevé XMM-LSS Couverture de 64 deg2 du ciel avec des pointés de 10 ks Suivis optique, spectroscopique et weak-lensing Objectif scientifique : Cartographier lévolution des structures jusquà z~1.

19 Contraintes Croisées Loi déchelle fixée pour les amas (erreur sur m deux fois plus faible que WMAP) m w T*T*T*T* Cosmologie fixée par Wmap. M ~ (T/T * ) 2 (1+z)

20 Prospective X La distribution de masse pour tester les modèles de Matière Noire Froide Lévolution des amas de galaxies avec le redshift. Contraindre les paramètres cosmologiques en utilisant les amas la physique interne des amas: - leur fusion, comparaison avec lémission non-thermique visible dans le domaine radio - L'entropie dans les amas: étudier le chauffage non gravitationelle dans les amas XEUS XEUS : satellite avec des matrice de micro-bolomètres X (Univers chaud et lointain – premiers amas)

21 Weak Gravitational Lensing Mesure directe de la distribution de masse dans lunivers, sans lintermédiaire de la lumière. Théorie Matrice de Distortion :

22 Objectifs Scientifiques du Weak Lensing Mesure de P(k,z): amplitude, forme, distorsion, évolution description du spectre en régime fortement non-linéaire; Cartographie de la matière noire propriétés des halos (masses, profils, échelles caractéristiques) galaxies (galaxy-galaxy lensing) amas de galaxies (carte de masse; strong+weak lensing) Mesure des paramètres cosmologiques Energie noire: le lensing, avec les SNIa, est le seul moyen actuel daccéder aux propriétés de lénergie noire contraintes « orthogonales » aux autres méthodes Tests gravité à grande échelle ? Etude des galaxies lointaines (des centaines/(milliers?) darclets à z ~ 10 )

23 Le spectre du cisaillement Évolution non-linéaire Physique des baryons Cosmic Variance

24 Contraintes Cosmologiques actuelles Tous les relevés cosmic shear: Ω m = /- 0.1 ; σ 8 = / (99%) Rhodes et al Massey et al. 2004

25 Le CFHTLS (170 deg2, 20 gal/arcmin2 ) Gain CFHTLS+CMB %CMB seul: x3 sur m, x2.5 sur 8, x2 sur h, x1.7 sur n s, s Ω m = / σ 8 = / (99%) Cosmic Shear CFHTLS (68%)

26 Contraintes Cosmologiques à venir z S > 1.0 z S < 1.0

27 Prospective JDEM : Joint Dark Energy Mission: NASA & DOE collaboration NASA (75%) & DOE (25%) gérée par la NASA ~$1B lancement: mission de ~6 ans: Energy sombre: 3 ans, temps ouvert: 3 ans SNAP: téléscope de 2m, champ de 1 deg2 deux programmes: profond (15 deg2), Large (1000 deg2) Lensing et supernovae DUNE (Dark Universe Explorer) téléscope de m avec une champ de ~1 deg2 ~300MEu Surtout du lensing

28 Avantages de lespace

29 Reconstruction du spectre de puisssance 3-D

30 Paramètres Cosmologiques Fonction de corrélation et nombre damas m = = /- 10%


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