Formation Hiérarchique des Halos D. Aubert Séminaire Multi-Echelle : 24 Mai 2006 Service dAstrophysique

Le halo: objet multi-échelles Le halo de matière noire = interface entre cosmologie et physique des galaxies.

Matière noire froide Comment caractériser les fluctuations initiales ? Comment caractériser les fluctuations initiales ? Via un spectre de puissance P(k) Via un spectre de puissance P(k) Redshift z ~1000 Spectre de puissance 3D Spectre de puissance projeté CDM

Formation Hiérarchique Modèle de matière noire froide (CDM) Modèle de matière noire froide (CDM) Les petites structures seffondrent en premier Les petites structures seffondrent en premier Press & Shechter 74 Press & Shechter 74 White & Rees 78 White & Rees 78 Densité critique M>mM>m

Croissance des halos La croissance des structures se fait par assimilation progressive dobjets plus petits. La croissance des structures se fait par assimilation progressive dobjets plus petits. Arbres de Fusions Arbres de Fusions Modèles analytique Modèles analytique Simulations Numériques Simulations Numériques Cluster 6 : Simulation AMR RAMSES « Collision permanente »

Lhistoire daccrétion de masse La MAH est universelle (Van den Bosch 01, Wechsler et al. 01) La MAH est universelle (Van den Bosch 01, Wechsler et al. 01)

Le profil des halos I Exemple fameux : le profil NFW (Navarro, Frenk & White, 95, 96, 97) Exemple fameux : le profil NFW (Navarro, Frenk & White, 95, 96, 97) r ~ r -1 au centre r ~ r -1 au centre r ~ r -3 aux bords r ~ r -3 aux bords Concentration ~ la densité au moment de leur dernière fusion majeure

Le profil des halos II Spekkens et al : courbe de rotations de 165 galaxies naines ~ (NFW =1) Cœurs plutot que des pics. Mais les simulations des effets instrumentaux avec des galaxies plongées dans des NFW produisent les même distributions Sinon, comment prévenir le depot de matière au centre des halos ?: - « dilution des halos » via la une processus de rétroaction - résonances ? : couplage barre-halo - friction dynamique résonante

Les sous-structures : leur nombre I ~10 fois trop de satellites prédits dans le groupe local (Klypin et al. 99, Moore et al. 99)

Les sous-structures : leur nombre II Kravtsov, Gnedin & Klypin, 2004 Chauffage du gaz par réionization à haut redshift (z~10) + Prise en compte de lhistoire complexe des satellites: -chocs de marées -effeuillage Quid des structures invisibles ? - Lensing: anomalies damplification - HVC ? Nouvelles Galaxies Naines Locales : Sagittaire, Grand Chien, Le Bouvier, Les chiens de chasse

Les sous-structures : leur distribution I La distribution prédite des satellites est anisotrope. La distribution prédite des satellites est anisotrope. Excès dobjets dans le plan équatorial des halos. (Aubert et al. 04, Knebe et al. 04, Zentner et al. 05) Excès dobjets dans le plan équatorial des halos. (Aubert et al. 04, Knebe et al. 04, Zentner et al. 05) Traceurs du flux filamentaire

Les sous-structures : leur distribution II A léchelle des galaxies : effet Holmberg Zaritsky et al Aubert et al., 04 MAIS

Conclusions Les halos transmettent la physique des grandes échelles à léchelle des galaxies Les halos transmettent la physique des grandes échelles à léchelle des galaxies Ils sont formés de façon hiérarchique : de petites structures fusionnent pour donner les galaxies et les amas à z=0 Ils sont formés de façon hiérarchique : de petites structures fusionnent pour donner les galaxies et les amas à z=0 Ces processus de fusions façonnent la structure des halos: Ces processus de fusions façonnent la structure des halos: o Profils o Granulosités o Propriétés des satellites Les succès du modèle CDM à grande échelle ne peuvent être transposés aux plus petites échelles sans une meilleure compréhension de la physique baryonique. Les succès du modèle CDM à grande échelle ne peuvent être transposés aux plus petites échelles sans une meilleure compréhension de la physique baryonique.