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Naissance des galaxies et le problème de la matière noire Françoise Combes Observatoire de Paris Versailles, Mardi 18 Octobre 2005.

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1 Naissance des galaxies et le problème de la matière noire Françoise Combes Observatoire de Paris Versailles, Mardi 18 Octobre 2005

2 Le Contexte Big-Bang Recombinaison yrs Age Sombre 1 ères Etoiles et QSO 0.5Gyr Renaissance Cosmique Fin de lâge sombre Fin de reionisation 1Gyr Evolution des Galaxies Form système solaire 9Gyr Astronomes aujourdhui 13Gyr 2001 QSO z=6. SDSS Effet Gunn-Peterson 2002 WMAP paramètres de lunivers Réionisation double? 2004: HUDF (ACS) [HDF 95 & 98] 1er résultats Spitzer : VLT Chandra/XMM AGN & clusters

3 Les paramètres de l'Univers Anisotropies de l'Univers Observations des SN Ia Lentilles gravitationnelles WMAP

4 Supernovae à grand redshift

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

6 Grands surveys de galaxies CfA spectres de galaxies ( ) SSRS2, APM.. SDSS: Sloan Digital Sky Survey: 1 million de spectres de galaxies images de 100 millions d'astres, Quasars 1/4 de la surface du ciel (2.5m telescope) En cours! Apache Point Observatory (APO), Sunspot, New Mexico, USA 2dF GRS: Galaxy Redshift Surveys: spectres de galaxies AAT-4m, Australia et UK (400 spectres par pose) Terminé!

7 Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

8 2dF et les modèles m h = 0.2 est favorisé b / m = 0.15 Soit m = 0.25, = 0.75 Peacock (2003) Spectre de puissance du 2dF-GRS +meilleur fit du -CDM

9 Pic acoustique baryonique Eisenstein et al 2005 Ondes détectées aujourdhui dans la distribution des baryons galaxies SDSS

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

11 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 -1/ grad p; d /dt + div u =0 = 4 G Fluctuations de densité au départ / << 1 définition / =

12 Temps de free-fall t ff = (G 1 ) -1/2 et temps d'expansion t exp = (G ) -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 10 3, insuffisant, si les fluctuations à cette époque sont de Dernière époque de diffusion (COBE) T/T ~ à grande échelle Les structures se développent comme le rayon caractéristique ~ R(t) ~ (1 + z)

13 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 légalité, mais seulement les perturbations plus grandes que lhorizon avant égalité (free streaming) z > z eq z < z eq Rayonnement Mattière > ct ~(1 + z) -2 ~(1 + z) -1 < ct ~ cste ~(1 + z) -1

14 Croissance des fluctuations adiabatiques aux échelles de Mo (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

15 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 / ~ M/M = A M -a a = 2/3, ou (k) 2 = P(k) = k n avec n=1 P(k) ~k à grande échelle mais P(k) tilted n= -3 À petite échelle (Peebles 82) Vient de leffet de streaming en-dessous de lhorizon

16 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) | k| 2 =P(k) ~ k n, avec n=1 aux grandes échelles n= -3 aux petites échelles tilt quand ρ r ~ ρ m à l'échelle de l'horizon M/M ~M -1/2 -n/6 quand n > -3, formation hiérarchique Abel & Haiman 00

17 Fluctuations de densité Tegmark et al 2004

18 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 (Lacey & Cole, 93, 94) Ils sont de moins en moins denses lois déchelles M R 2 et 1/R

19 Pfenniger

20 Matière noire CDM Gaz Galaxies Simulations (Kauffmann et al)

21 4 « phases » 4 Zoom levels from 20 to 2.5 Mpc. z = 3. (from. z=10.)

22 Multi-zoom Technique Objective: Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc) Accretion of gas (10 Mpc)

23 Galaxies and Filaments Multi-zoom (Semelin & Combes 2003)

24 Composants de lUnivers Matière ordinaire: Baryons et Leptons (neutrinos) Photons Matière exotique: non-baryonique CDM, nature inconnue La quintessence, le 5ème élément: énergie noire

25 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 dintéraction non-gravitationnelles? (Boehm, Fayet, Silk 04, 511kev INTEGRAL) Actions (solution to the strong-CP problem, ev) Trous noirs primordiaux?

26 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 MACHOS --> MACDOS (objets du disque) (Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000, Tisserand et al 2004) Meilleure hypothèse, cest du gaz, Soit du gaz chaud dans le milieu intergalactique et inter-amas Soit du gaz froid au voisinage des galaxies (Pfenniger & Combes 94)

27 Premières structures de gaz Après recombinaison, GMCs de Mo collapse et fragmentent jusqu'à Mo, H 2 cooling efficace L'essentiel du gaz ne forme pas d'étoiles mais une structure fractale, en équilibre statistique avec T CMB Formation d'étoiles sporadique après les premières étoiles, Ré-ionisation Le gaz froid survit et sera assemblé dans des structures à plus grande échelle pour former les galaxies Une façon de résoudre la "catastrophe de refroidissement" Régule la consommation du gaz en étoiles (réservoir)

28 Epoque de la réionisation Ligne de visée devant un quasar Spectre dabsorption forêt Lyman-alpha Ou absorption totale Djorgovski et al 01

29 Simulation de la ré-ionisation

30 Problèmes du paradigme -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 dun 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?

31 Prédictions LCDM: cusp versus core Loi de puissance de la densité ~1-1.5, observations ~0

32 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 dassembler la masse est laccrétion de gaz froid Le gaz est canalisé le long des filaments, modérément chauffé par des chocs faibles, et rayonne rapidement Laccrétion nest pas sphérique, le gaz garde son moment angulaire Gaz en rotation autour des galaxies, plus facile de former des disques

33 Trop de petites structures Aujourdhui, les simulations CDM prédisent 100 fois trop de petits halos autour des galaxies comme la Voie Lactée

34 MOND: MOdified Newtonian Dynamics Loi de la gravité modifiée, ou loi de linertie En-dessous de la valeur de laccélération a 0 ~ m/s -2 g M = (a 0 g N ) 1/2 Potentiel logarithmique Loi de Tully-Fisher M ~V 4 g M 2 ~V 4 /R 2 ~ GM/R 2

35 Courbes de rotation multiples.. Sanders & Verheijen 1998, tous types, toutes masses

36 MOND: fit des data WMAP Fit par MOND (avec aucune-CDM) des pics acoustiques (S. Mc Gaugh 03) Fit avec CDM + Inclut une masse des neutrinos de ~ 1 ev

37 Développements récents pour MOND Friction dynamique: accrue (Ciotti & Binney 04) Trous noirs et amas globulaires spiralent au centre en t dyn ; les amas de galaxies devraient montrer de la ségrégation 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 dexpliquer les lentilles gravitationnelles Etend la théorie AQUAL, qui résolvait la conservation du moment (formulation lagrangienne), sans propagation superluminique

38 Conclusion Paramètres de lUnivers: m =0.3, 15% baryons, 85% ?? Le modèle de matière noire CDM, avec = 0.7 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 dune multitude de petits halos, non observés La physique des baryons pourrait résoudre une partie des problèmes et notamment laccrétion de gaz froid Ou bien MOND??


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