Séminaire de 3ème année Diane Talon-Esmieu Détermination des paramètres cosmologiques par une approche multi-sondes Séminaire de 3ème année Diane Talon-Esmieu Dirigée par : André Tilquin et Jean-Marc Virey

Plan La cosmologie et les sondes Le fond diffus cosmologique (CMB) Les oscillations acoustiques de baryons (BAO) Les supernovae de type Ia (SN) Bilan du contenu de l'Univers Une étude de biais dû à de mauvaises hypothèses d'analyse Hypothèse d'Univers plat pour contraindre la nature de l'énergie noire Hypothèse de constante cosmologique pour contraindre la courbure La combinaison complète Conclusions et perspectives 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Plan La cosmologie et les sondes Le fond diffus cosmologique (CMB) Les oscillations acoustiques de baryons (BAO) Les supernovae de type Ia (SN) Bilan du contenu de l'Univers Une étude de biais dû à de mauvaises hypothèses d'analyse Hypothèse d'Univers plat pour contraindre la nature de l'énergie noire Hypothèse de constante cosmologique pour contraindre la courbure La combinaison complète Conclusions et perspectives 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

La cosmologie moderne Se base sur la théorie de la relativité générale d'Einstein : Les paramètres décrivant l'Univers : Géométrie Energie ΩM : densité de matière ΩM = Ωb + Ωc ΩR : densité de rayonnement ΩX : densité d'énergie noire ΩK : courbure de l’Univers si ΩK < 0  Univers fermé si ΩK > 0  Univers ouvert si ΩK = 0  Univers plat Equation de Friedmann : 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Un univers en expansion Dans les années 1930 Hubble découvre un univers en expansion en observant des galaxies. En découle la théorie du Big Bang. Une manifestation de cette expansion est le décalage vers le rouge (redshift) des spectres des objets observés : 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Le fond diffus cosmologique (CMB) T= 2.7 K +/- 10-5K Hinshaw et al. (2008) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Les oscillations acoustiques Oscillations acoustiques dans le plasma primordial baryons-photons Hinshaw et al. (2008) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Paramètre réduit : R DA dépend du contenu énergétique de l'univers et de sa géométrie R contient quasi-toute l'information cosmologique du CMB 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Looking back in time in the Universe CMB CMB SDSS GALAXIES FLAT GEOMETRY CREDIT: WMAP & SDSS websites

Looking back in time in the Universe CMB SDSS GALAXIES OPEN GEOMETRY CREDIT: WMAP & SDSS websites

Looking back in time in the Universe CMB SDSS GALAXIES CLOSED GEOMETRY CREDIT: WMAP & SDSS websites

Les oscillations acoustiques de baryons (BAO) Un sondage de galaxies pour détecter les oscillations acoustiques primordiales : SDSS 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Les oscillations acoustiques de baryons (BAO) Différents modèles ajustés : Vert : Ωmh2 = 0.12 Rouge : Ωmh2 = 0.13 Bleu : Ωmh2 = 0.14 Rose : Ωmh2 = 0.105 Pic de corrélation entre des galaxies distantes de 150Mpc révélant l’empreinte des oscillations acoustiques des baryons primordiales dans les galaxies A : Paramètre réduit des BAO SDSS : Eisenstein et al 2005 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Les supernovae de type Ia Chandelle standard (ΩM, ΩX) = (0,1) (0.28, 0.72) (1,0) Kowalski et al. (2008) Flux observé f Redshift z Luminosité intrinsèque L SN Ia = chandelles standardisables 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Bilan énergétique de l'Univers Le modèle de concordance : ΩM = 0.279+/-0.013 ΩX = 0.721+/-0.015 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Bilan énergétique de l'Univers Le modèle de concordance : ΩX : densité d’énergie noire Ωc : densité de matière noire Ωb : densité de matière baryonique ΩR≈0 : rayonnement ΩM: densité de matière (Ωb + Ωc) Equation de Friedmann : 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Accélération de l'Univers Dans les conditions de la relativité générale, quelles sont les causes de l'accélération de l'expansion de l'Univers ? Une constante cosmologique pure : Λ Un "nouveau" fluide de nature inconnu : l'énergie noire A la recherche de la nature de l'énergie noire paramétrisation de l'équation d'état : Pour la matière : w=0 Pour le rayonnement : w=1/3 Exemple pour Λ : (w0, wa) = (-1,0) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Plan La cosmologie et les sondes Le fond diffus cosmologique (CMB) Les oscillations acoustiques de baryons (BAO) Les supernovae de type Ia (SN) Bilan du contenu de l'Univers Une étude de biais dû à de mauvaises hypothèses d'analyse Hypothèse d'Univers plat pour contraindre la nature de l'énergie noire Hypothèse de constante cosmologique pour contraindre la courbure La combinaison complète Conclusions et perspectives 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Biais d'analyse 2 sources de biais : Hypothèse d'Univers plat pour contraindre la nature de l'énergie noire Hypothèse de constante cosmologique pour contraindre la courbure Quantifier les biais induits par ces hypothèses Simulation d'analyses combinées (SN + CMB(R) + BAO(A)) Test des hypothèses 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Relation courbure/équation d’état de l’énergie noire : 2 problèmes Modèle simulé Hypothèse Fit w=-1 platitude (w0,wa) 1 Univers courbe 2 (w0,wa) w=-1 Courbure : Ωk 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

2 scenarios statistiques de simulation : scenario à court terme : 700 SN (0.3<z<1) SNLS like survey + 200 SN (z<0.1) SN factory like survey Erreurs pour R : σ (R) = 0.03 de WMAP Erreurs pour A : σ (A) = 0.017 de SDSS scenario à long terme : 2000 SN (0.2<z<1.7) SNAP/JDEM like survey + 300 SN (z<0.1) SN factory like survey Erreurs pour R : σ(R) = 0.01 attendues pour PLANCK Erreurs pour A : σ(A) = 0.005 attendues pour un futur sondage de galaxies au sol 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Problème no 1 1 Univers courbe w=-1 (w0,wa) platitude Modèle simulé Hypothèse Fit + long terme La fausse hypothèse de platitude induit une confusion avec une énergie noire dynamique au lieu d'une constante cosmologique Modèle fermé : ΩM = 0.3, Ωx = 0.72 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Problème no 1 Simulation ΩM = 0.3 ; 0.6 < ΩX < 0.8 Univers courbe w=-1 (w0,wa) platitude Modèle simulé Hypothèse Fit + Simulation ΩM = 0.3 ; 0.6 < ΩX < 0.8 Critère de détectabilité : χ2 > 5σ(χ2) Biais : |w0- (-1)| > σ(w0) & |wa- 0| > σ(wa) ΩM + ΩX = 1 - Ωk Les seuls modèles d'univers où la constante cosmologique est bien reconstruite sont les modèles simulés avec une courbure inférieure à 2%. 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Problème no 2 court terme 2 Univers non plat w=-1 (w0,wa) Courbure : Ωk Modèle simulé Hypothèse Fit + Modèle ouvert : ΩM = 0.3 ΩX = 0.67 w0 = -0.9 wa = 0.5 Modèle fermé : ΩM = 0.3 ΩX = 0.72 w0 = -0.9 wa = -1.5 x : avec l'hyp w=-1 * : valeur simulée court terme 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Problème no 2 Simulation : ΩM=0.3 ; 0.6<ΩX<0.8 Univers non plat w=-1 (w0,wa) Courbure : Ωk Modèle simulé Hypothèse Fit + Simulation : ΩM=0.3 ; 0.6<ΩX<0.8 Critère de détectabilité : χ2 > 5σ(χ2) Confusion avec un Univers plat : |Ωk- 0| < σ(Ωk) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Problème no 2 La confusion avec un univers plat est possible Modèles fermés Modèles ouverts high χ high χ high χ high χ La confusion avec un univers plat est possible Plus de statistiques permet de contraindre le critère de détectabilité et donc les zones de confusion. 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Perspectives des études Supposer un univers plat ou une constante cosmologique implique des biais et des confusions importants. L'hypothèse de platitude peut induire une confusion d'une constante cosmologique avec une énergie noire dynamique. Pour les modèles de courbure quasi-nulle (2%), l'hypothèse n'entraine pas de biais. Peut-on utiliser l'hypothèse de platitude avec les données actuelles ? 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Les données : comparaison avec/sans platitude 1) Utilisation des paramètres réduits : 1-CL 1-CL 68% 95% Avec platitude Sans platitude L'hypothèse de platitude change peu les valeurs centrales de (w0, wa) et n'agrandit que légèrement les erreurs. 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Comparaison full/reduced 2) Utilisation des données complètes : PRELIMINAIRE 68% 95% Utilisation de la grille de calcul (env. 400 machines = 20000h.CPU) Calcul local qqs h.CPU Les valeurs centrales sont identiques, Les erreurs sont moins grandes pour la combinaison complete. 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Conclusions Les paramètres réduits nous permettent des analyses combinées rapide et sans hypothèses de platitude. La comparaison avec ou sans hypothèse montre peu de changement. La comparaison combinaison complète / paramètres réduits montrent que les paramètres réduits ne contiennent pas toute l'information cosmologique des différentes sondes, la combinaison complète permet de déterminer avec plus de précision les paramètres d'énergie noire. Les resultats obtenus sont compatible avec ΛCDM. Etudes sur les biais : article accepté JCAP (arXiv: 0802.4407) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Accélération de l'Univers Quelles sont les causes de l'accélération de l'expansion de l'Univers ? Une constante cosmologique pure : Λ Un "nouveau" fluide de nature inconnu : l'énergie noire La relativité générale est à modifier Notre "choix" : rechercher la nature de l'énergie noire paramétrisation de l'équation d'état : Exemple pour Λ : (w0, wa) = (-1,0) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Estimation des paramètres cosmologiques Différentes valeurs des paramètres cosmologiques donnent différents spectres Ωk ΩΛ Ωb Ωc τ profondeur optique à la réionisation ns l'indice spectral des perturbations primordiales 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Le spectre de puissance Décomposition de la carte du ciel en température en harmoniques sphériques : Température moyenne du CMB Dipôle dû à la vitesse propre du système solaire Anisotropies du CMB 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Spectre des anisotropies Position du premier pic Les modes supplementaires L'effet gravitationnel Hinshaw et al. (2008) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Bilan énergétique de l'Univers ΩX : densité d’énergie noire Ωc : densité de matière noire Ωb : densité de matière baryonique ΩR≈0 : rayonnement ΩM: densité de matière (Ωb + Ωc) ΩK : courbure de l’Univers si ΩK > 0  Univers ouvert si ΩK = 0  Univers plat si ΩK < 0  Univers fermé Equation de Friedmann : 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Problème no 2 Simulation : ΩM=0.3 ; 0.6<ΩX<0.8 Univers non plat w=-1 (w0,wa) Courbure : Ωk Modèle simulé Hypothèse Fit + Simulation : ΩM=0.3 ; 0.6<ΩX<0.8 Critère de détectabilité : χ2 > 5σ(χ2) Biais de la reconstruction de la courbure si : |Ωk-ΩkF | > σ(Ωk) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

Conclusion des études La confusion d'une constante cosmologique avec une énergie noire dynamique est possible et non détectable La confusion d'un univers courbe avec un univers plat est possible est non détectable. Supposer un univers plat ou une constante cosmologique implique des biais et des confusions importants. La solution est de réaliser l'ajustement en laissant libre à la fois la courbure et les paramètres d'énergie noire. Article accepté : JCAP (arXiv: 0802.4407) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu