Cosmologie ˜ Les grandes structures de l’Univers Edouard Audit, DAPNIA/SAP

Le Contexte Modèle de «concordance» de la cosmologique ΩT ≈ 1, ΩL≈ 0.7, ΩM ≈ 0.3, h0 ≈ 0.65 On semble converger sur l’essentiel … … reste à préciser les 97% restant.

Ω0 , H0 , Λ … ? Comprendre les mécanismes physiques de la formation des grandes structures Contraindre les modèles cosmologiques

Modélisation numérique de la formation des grandes structures Z=5

Modélisation numérique de la formation des grandes structures Z=1

Modélisation numérique de la formation des grandes structures Z=0

Les ingrédients physiques Conditions initiales: un spectre de fluctuations ( fluctuations quantiques portées aux échelles cosmiques grâce à l’inflation.) 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 d’étoiles 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 jusqu’à aujourd’hui par une approche « ab-initio »

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

(code RAMSES du DAPNIA/SAP) Maillage adaptatif (code RAMSES du DAPNIA/SAP)

Les simulations permettent d’aborder la physique complexe et non-linéaire de la formation des structures Elles sont indispensables à la préparation et à l’exploitation des grands relevés observationnels. Fonction de corrélation, nombre d’amas, 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.

Taux de formation d’étoiles modélisation VS. observations

Herschel (2007) Télescope de 3.5m de diamètre Orbite au point L2 3 instruments pour le submillimétrique: HIFI: spectroscopie haute résolution 100-600 µm PACS: Imagerie et spectro-imagerie à dans la bande 60-200 µm SPIRE: Imagerie et spectro-imagerie dans la bande 200-600 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

JWST: Le successeur de Hubble dans l’Infrarouge 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 l’imageur (détecteur intégré au RAL, UK) Responsabilité managériale de la partie française Responsabilité « système » de l’ensemble

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

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

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

Profil de matière noire 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.).

Cartographier l’évolution des structures jusqu’à z~1. 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 l’évolution des structures jusqu’à z~1.

Contraintes Croisées w a Wm T* Loi d’échelle fixée pour les amas (erreur sur Wm deux fois plus faible que WMAP) Cosmologie fixée par Wmap w a Wm T* M ~ (T/T*)2 (1+z)a .

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

Weak Gravitational Lensing Matrice de Distortion: Théorie  Mesure directe de la distribution de masse dans l’univers, sans l’intermédiaire de la lumière.

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 d’accéder aux propriétés de l’énergie noire contraintes « orthogonales » aux autres méthodes Tests gravité à grande échelle ? Etude des galaxies lointaines (des centaines/(milliers?) d’arclets à z ~ 10 )

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

Contraintes Cosmologiques actuelles Rhodes et al. 2003 Massey et al. 2004 Tous les relevés cosmic shear: Ωm= 0.30 +/- 0.1 ; σ8= 0.85 +/- 0.15 (99%)

Le CFHTLS (170 deg2, 20 gal/arcmin2 ) Cosmic Shear CFHTLS (68%) Gain CFHTLS+CMB %CMB seul: x3 sur m, x2.5 sur 8, x2 sur h, x1.7 sur ns, s Ωm= 0.27 +/- 0.07 σ8= 0.90 +/- 0.06 (99%)

Contraintes Cosmologiques à venir zS > 1.0 zS < 1.0

Prospective JDEM: Joint Dark Energy Mission: NASA & DOE collaboration NASA (75%) & DOE (25%) gérée par la NASA ~$1B lancement: 2014-2015 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 1.2-1.5m avec une champ de ~1 deg2 ~300MEu Surtout du lensing

Avantages de l’espace

Reconstruction du spectre de puisssance 3-D

Paramètres Cosmologiques Fonction de corrélation et nombre d’amas Wm = 0.34 s8 = 0.71 +/- 10%