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Observations de la Matière Noire Françoise Combes Observatoire de Paris (Luminy Septembre 02)

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1 Observations de la Matière Noire Françoise Combes Observatoire de Paris (Luminy Septembre 02)

2 Quelques points abordés  Courbes de rotation  forme 3D des halos (polar rings, shells, etc..) Aplatissement, Flare, warp  Jusqu'où s'étendent les halos ?  Relation de Tully-Fisher  Matière noire baryonique Distribution ?  Couplage matière noire/ gaz atomique Gaz H 2 froid

3 Courbes de rotation Nouveaux échantillons très vastes de galaxies Avec des images en bande I, champs de vitesses 2D Halpha Mathewson et al (1992), Buchhorn (1994) 500 courbes rotation (but: Grand attracteur) Palunas & Williams (2000) Les modèles de Maximum disk, avec un rapport M/L constant reproduisent toutes les courbes de rotation Pas besoin de matière noire sur tout le disque optique Seulement pour les parties externes en HI-21cm Conspiration? Courbes de rotation pas tellement plates, dépendant du type morphologique (Casertano & van Gorkom 1991)

4 Buchorn 1994 Great attractor project Halpha Velocities I-band images

5 552 galaxies more than 90% compatible with constant M/L Details of the spiral structure retrieved in the rotation curve Buchorn 1994

6 Forme générale de tous les potentiels? Courbe de rotation universelle ? (Persic & Salucci 1996) Si normalisée à un rayon caractéristique mais R 23.5 /rd n'est pas constant, plus grand dans les galaxies à faible Vrot (Palunas & Williams 2000)

7 Palunas & Williams 2000 Densités de surface =>Profils de vitesses Soit DM négligeable, soit très couplée à la matière

8 Palunas & Williams 2000 R 23.5 /rd 00 MIMI M/L Type MIMI V 4 2.4

9 Persic & Salucci 1996 RC slope M V M –23.2 to –18.5 V 300 to 76

10 Casertano & van Gorkom 1991 Fin de la conspiration?

11 Dwarf Irr : DDO154 the prototype Hoffman et al 2001 Carignan & Beaulieu 1989

12 Hoekstra et al (2001)  DM /  HI In average ~10

13 Courbes de rotation DM distribution radiale identique à celle du gaz HI Le rapport DM/HI dépend légèrement du type (plus grand pour les early-types) NGC1560 HI x 6.2 Combes 2000

14 Forme 3D des halos Dans le plan de la galaxie: axisymétrique Orbites HI versus largeurs en vitesse (Merrifield 2001) Si non-circulaire, on s'attend à plus de scatter dans la relation de Tully-Fisher (qui n'est pas observé) IC2006 (Franx et al 1994) Aplatissement seulement perpendiculaire au plan Flaring du plan HI Dispersion de vitesse, perpendiculaire au plan ?

15 Forme 3D des halos de DM Non-baryonique: 1/2 oblate, 1/2 prolate, c/a =0.5, b/a=0.7 Distribution maximise à E5 (E-gal à E2) Dubinski & Carlberg (91) + infall de gaz dissipatif: concentre encore plus les halos Force la forme oblate c/a=0.5 b/a > 0.7 (Dubinski 94, Katz & Gunn 91) Dissipatif  très aplati, sauf flaring Candidat du gaz froid

16 Galaxies à Anneaux Polaires PRG Par collision? Par accrétion?

17 Formation de PRG par accrétion Bournaud & Combes 2002

18 NGC 4650A NGC 660

19 Formation de PRG par collision

20 Tully-Fisher pour les PRG TF dans la bande I TF dans la bande K Iodice et al 2002

21 Tully-Fisher pour les SO Bournaud & Combes 2002 SO "Mass" TF

22 NGC 4650A detailed model Combes & Arnaboldi 1996

23 Méthode du flaring HI Comme les courbes de rotation renseignent sur la DM, la hauteur du plan en z renseignent sur la forme à 3D de la DM h HI = fonction de  DM (z=0) et vitesse  z (HI) Les galaxies de face ont  z (HI) ~ 10km/s NGC 4244: DM aplatie (Olling 1995, 96) q=c/a = 0.2 NGC 891 aplatie aussi (Becquaert & Combes 1997) q=0.2 Le problème: dépend beaucoup de la masse DM à l’extérieur z

24 Jusqu’où s’étend le halo? Grandes incertitudes: Y-a-t-il de la masse après la courbe HI? Le HI s’interrompt brutalement, par ionisation Si le halo est aplati, la masse à l’extérieur domine le potentiel à l’intérieur Paradoxalement, pour la même courbe de rotation, la solution « halo maximum » est plus ronde que la solution « disque maximum » Avec troncature, le halo est beaucoup plus aplati N4013 q=0.1, M31, q=0.2 (Becquaert et al 98) Bland-Hawthorn et al (97) H  suggère une troncation

25 Résultats des diverses méthodes •Polar ring: mais le disque polaire est très massif, et la matière noire alignée dans le plan polaire •HI-flaring: suppose une dispersion de vitesse ~10km/s •X-ray isophotes Caveat: la troncature du halo fait une énorme différence: Jusqu'où s'étendent les courbes de rotation? (Bland-Hawthorn et al 97)

26 Statistics of 3D-shapes Combes 2002

27 Extension des queues de marée Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard

28 Simulations numériques (Dubinski et al 1996) La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noire et surtout sa concentration

29 Matière noire locale Beaucoup de travaux avant Hipparcos étaient contradictoires Bahcall (1984) 1/2 de la matière locale est noire Bienaymé et al (87) et Kuijken & Gilmore (89) Compatible avec aucune matière noire Bahcall et al (1992): 53% plus de DM que d'étoiles visibles Crézé et al (98) d'après Hipparcos  pas de matière noire dans le disque Mais: densité stellaire = 0.04 Mo/pc 3, densité totale 0.08 Mo/pc 3 Hypothèse d'homogénéité et stationnarité Aucune n'est satisfaite (bras spiraux, évolution..)

30 Matière Noire Baryonique requise La nucléosynthèse contraint la quantité de baryons  b ~ ou h -2 (Walker et al 1991, Smith et al 1993) Valeur confirmée par les anisotropies CMB (Boomerang) La matière visible est seulement  * ~ (M/L/5) h -1 ( h -1.5 pour le gaz chaud des amas) 90% des baryons sont noirs

31 Objets compacts: naines brunes, trous noirs Collaborations MACHOS, EROS: Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000 Après 6 ans, étoiles dans le LMC candidats (>> 2-4 attendus des étoiles visibles durées jours <20% de la DM (< 50kpc) pourraient être en MACHOS Masse = 0.5 ( ) Mo Les objets < 0.03Mo contribuent moins que 10% et même < 1% selon Freese et al 1999

32 Que sont ces objets compacts de 0.5 Mo? •Non visibles (excellentes limites dans le HDF, Flynn et al 96) Extrêmement froids: bleus? (Hodgkin et al 00, Ibata et al 00) •Galaxies extérieures: NGC 5907; Sackett et al 1994 (extension rouge, qui pourrait être un warp, des débris de marée Seules des naines blanches, avec de sérieux problèmes: •IMF en fonction , pour éviter les naines brunes et les SN avec production de métaux (Carr 1994) •Trop de luminosité dans le passé (Charlot & Silk 95), mais absorption par la poussière incertaine •Opacité des Tev  -rays contraint le DIRB venant des naines blanches (Graff et al 99, Freese et al 99)  WD < h •production de métaux (et aussi He) •Binaires de naines blanches (X-rays)

33 Seul autre candidat: le gaz Gaz chaud ou gaz froid? Gaz chaud associé aux nuages Ly-alpha. Mais seul est observé le gaz neutre (se recombinant), et ce n'est qu'une faible fraction Hypothèse requise sur le rapport du gaz ionisé (non observé) au gaz neutre est au moins 10 4 ==> Pas sûr que ce soit suffisant

34 Le gaz moléculaire froid 1- Prolongation du disque de gaz visible, avec flaring+rotation (Pfenniger et al 94, Pfenniger & Combes 94) 2- Amas de naines brunes + H 2 dans le halo (Gerhard & Silk 96, de Paolis et al 97) Avantages: la matière noire peut se transformer en étoiles, Et expliquer l’évolution le long de la séquence de Hubble •Structure fractale de l’ISM en équilibre avec le CMB T ~ 3 (1+z) K •Optiquement mince dans le visible (peu de poussière) épais dans les raies H 2 (cf Gunn-Peterson effect)

35 Evolution le long de la Séquence de Hubble 1- Rapport bulbe/disque La concentration de masse croît (irréversible) 2- Pourcentage de masse de gaz décroît 3- Masse totale croît, de Irr /Sc à S0 4- Pourcentage de matière noire décroît (Casertano &van Gorkom 91, Broeils 92) 5- Les spirales s’enroulent (Sc plus ouvert)

36 Distributions radiales de gaz Distributions radiales de quelques composants dans la spirale NGC6946 CO suit une exponentielle, comme tout composant lié à la formation d’étoiles •Radio Continuum •Luminosité Bleue •H-alpha Seul HI est différent N(H 2 ) est 10 fois N(HI) au centre

37 La molécule H 2 •Symétrique, pas de dipôle •Transitions quadrupolaires ΔJ = +2 •Molécule légère => faible moment d’inertie niveaux d’énergie élevés •Para (J pair) et ortho (J impair) les deux molécules sont comme deux espèces différentes)

38 Distribution H 2 dans NGC891 (Valentijn, van der Werf 1999)

39 NGC 891, Raies de pure rotation H 2 S(0) & S(1) Raie plus basse en énergie S(0) plus large en vitesse

40 Formation par fragmentation de Jeans récursive? Façon simple pour former un fractal hiérarchique M L = N M L-1 r L D = Nr L-1 D α = r L-1 /r L = N -1/D cf Pfenniger & Combes 1994 D=2.2 D=1.8

41 Masse projetée échelle log (15 mag) N=10, L=9 Facteur de remplissage en surface Forte fonction de D < 1% à D=1.7 Pfenniger & Combes 1994

42 Gaz dans les parties externes Le gaz dans les parties externes est observé stable envers la formation d’étoiles, mais pas envers les perturbations gravitationnelles Exemples de HI-21cm, avec beaucoup de structures à petite échelle, et une structure spirale à grande échelle (cf M101, NGC 2915, etc..) Conditions similaires dans les LSB Densité en volume? Flaring? Linéaire, R 2, ou exponentiel ==> Formation d’étoiles et stabilité gravitationnelle: pas le même critère

43 NGC 2915 ATCA HI Regular rotation Bureau et al 99 Bar +spiral Q > 5 no instability

44 Si la matière noire est dans le disque, cela résoud le problème de créer les instabilités observées (barre + spirale) Mais alors, si le disque est instable, pourquoi ne forme-t-il pas d’étoiles? Autre critère prenant en compte la densité de volume? Distribution warpée du HI dans NGC 2915 La halo noir pourrait être triaxial, et précesser très lentement? (Bureau et al 1999)

45 Accrétion de gaz externe Renouvellement des barres, grâce à l’accrétion de gaz (Bournaud & Combes 2002) Une galaxie est en continuelle évolution, et accrète de la masse tout au long de sa vie Processus auto-régulé, à travers les barres et les interactions Le rapport Mbulbe/Mdisque et la fraction de gaz évoluent et le type morphologique peut osciller Sans Avec accrétion

46 Sans Bournaud & Combes 2002

47 Pour expliquer que la plupart des galaxies sont barrées aujourd’hui, il faut un fort taux d’accrétion de gaz Une galaxie double sa masse en 10 Gans Evolution des galaxies par accrétion de gaz Toute galaxie sera barrée, ou active, (ou les deux), et passera un certain temps comme early-type ou late- type Histogramme de Qbarre Block et al 2002

48 Solid: observed Dash: with accretion Dots: without Same with bar from axis ratio Block, Bournaud, Combes, Puerari, Buta 2002

49 Matière noire dans les amas de galaxies Dans les amas, le gaz chaud domine la masse visible La majorité des baryons sont devenus visibles? f b =  b /  m ~ 0.15 La distribution radiale noir/visible est inversée La masse devient de plus en plus visible avec le rayon (David et al 95, Ettori & Fabian 99, Sadat & Blanchard 01) Fraction en masse du gaz varie de 10 à 25% selon les amas

50 Distribution radiale de la fraction de gaz chaud fg dans les amas L’abscisse est la densité moyenne dans le rayon r, normalisée à la densité critique (Sadat & Blanchard 2001)

51 Conclusions •La matière noire ne domine pas dans les disques optiques sauf pour les galaxies naines et LSB Pas de concentration, pas de cusp •La forme à 3D est encore incertaine. La méthode des PRG est peut être la plus prometteuse? HI flaring: dépend beaucoup de la troncature •Extension des halos: statistique sur le lensing? •Une grande partie de la matière noire dans les galaxies pourrait être baryonique, influant considérablement sur l'évolution des galaxies


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