Formation des Galaxies ATELIER « ENSEIGNER lUNIVERS » Françoise COMBES

2 Amas et superamas proches Structures à grande échelle dans lUnivers local

3 Gott et al (03) Carte Conforme Echelle Logarithmique Grand mur SDSS 1370 Mpc 80% plus grand que Le grand mur CfA2

4 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 dobjets, Quasars 1/4 de la surface du ciel (2.5m telescope) 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)

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6 2dF Galaxy Redshift Survey galaxies, Colless et al (2003)

7 Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

8 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 / =

9 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, WMAP) T/T ~ à grande échelle Les structures se développent comme le rayon caractéristique ~ R(t) ~ (1 + z) -1

10 Expansion de lUnivers & redshift

11 Le ciel est uniforme à =3mm Une fois le niveau constant soustrait dipole ( V = 600km/s) Après soustraction du dipole, la Voie Lactée, émissions de la poussière, synchrotron, etc.. Soustraction de la Voie Lactée fluctuations aléatoires T/T ~ 10 -5

12 Univers homogène et isotrope jusquà la recombinaison et la condensation des structures Dernière surface de diffusion à t= ans Anisotropies mesurées dans le fond cosmologique

13 Résultats WMAP m = 0.26 = 0.74 b =0.04 Ho = 71km/s/Mpc Age = 13.7 Gyr Univers plat

14 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 Matière > ct ~(1 + z) -2 ~(1 + z) -1 < ct ~ cste ~(1 + z) -1

z 10 3 NEUTRE Rayonnement Matière IONISEE ~ R -3 matière ~ R -4 photons Point dEquivalence E Temps

16 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

17 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

18 Fluctuations de densité Tegmark et al 2004

19 Fractales et Structure de lUnivers Les galaxies ne sont pas distribuées de façon homogène mais suivent une hiérarchie Les galaxies se rassemblent en groupes, puis en amas de galaxies eux-mêmes inclus dans des superamas (Charlier 1908, 1922, Shapley 1934, Abell 1958). En 1970, de Vaucouleurs met en évidence une loi universelle Densité taille - avec = 1.7 Benoît Mandelbrot en 1975: nom de « fractal » extension à lUnivers Régularité dans lirrégulier

20 Catalogue CfA 2 de galaxies

21 Densité des structures dans lUnivers Système solaire g/cm 3 Voie Lactée g/cm 3 Groupe Local g/cm 3 Amas de galaxies g/cm 3 Superamas g/cm 3 Densité des photons (3K) g/cm 3 Densité critique ( =1) g/cm 3

22 Quelle est léchelle limite sup du fractal? 100 Mpc, 500 Mpc? Corrélations: formalisme inadéquat (on ne peut pas se servir de la densité) Densité autour dun point occupé ( r ) r - Sur la figure, pente = -1 Correspondant à D = 2 M ( r ) ~ r 2

23 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 ( M/M ) Abel & Haiman 00

24 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 Ils sont de moins en moins denses M R 2 et 1/R

25 Simulations numériques Avec des fluctuations postulées au départ, gaussiennes, le régime non-linéaire peut-être suivi Surtout pour le gaz et les baryons (CDM facilement prise en compte par des modèles semi-analytiques, à la Press-Schechter)

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

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

29 4 « phases » 4 Zoom levels from 20 to 2.5 Mpc. z = 3. (from. z=10.)

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

31 Galaxies et Filaments Multi-zoom (Semelin & Combes 2003)

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

33 Oscillations baryoniques: règles standard Observateur c z/H = D Possibilité de déterminer H(z) D c z/H Alcock & Paczynski (1979) Test de la constante cosmologique Peut tester le biais b Galaxies/matière noire Eisenstein et al. (2005) galaxies SDSS

34 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 et al 04, 500kev INTEGRAL) Actions (solution to the strong-CP problem, ev) Trous noirs primordiaux?

35 Recherches directes et indirectes Pourraient être formées dans les prochains accélérateurs (LHC, 14TeV) Recherche directe: CDMS-II, Edelweiss, DAMA, GENIUS, etc Indirecte: rayons gamma de lannihilation ( Egret, GLAST, Magic ) Neutrinos (SuperK, AMANDA, ICECUBE, Antares, etc) Direct Indirect Pas de détection convaincante

36 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 (Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000) 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)

37 Premières structures de gaz Après recombinaison, GMC de Mo collapse et fragmentent Jusquà Mo, H2 cooling efficace Lessentiel du gaz ne forme pas détoiles Mais une structure fractale, en équilibre avec T CMB Après les premières étoiles, ré-ionisation Le gaz froid survit pour être assemblé dans les filaments à grande Échelle, puis les galaxies Façon de résoudre la « catastrophe de refroidissement » Régule la consommation du gaz en étoiles

38 Depuis le Big- Bang Big-Bang Recombinaison an Age Sombre 1 éres étoiles, QSO an Renaissance Cosmique Fin de l'âge sombre Fin de la reionisation 10 9 an Evolution des Galaxies Système solaire an Aujourd'hui an Les observations remontent le temps jusquà 95% de lâge de lUnivers jusquà notre horizon z=10 z=1000 z=6 z=0 z=0.5

39 Réionisation Percolation progressive des zones ionisées

40 Où sont les baryons? 6% dans les galaxies; 3% dans les amas (gas X) ~30% forêt Lyman-alpha des filaments cosmiques Shull et al 05, Lehner et al % dans le « Warm-Hot » WHIM K Nicastro et al 05, Danforth et al 06 ~50% pas encore identifiés! La majorité des baryons ne sont pas dans les galaxies WHIM ICM DM

41 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?

42 Prédictions CDM: cuspide ou cœur Distribution radiale de la densité de matière noire Loi de puissance de la densité ~1-1.5, observations ~0

43 Relation entre gaz et matière noire Les galaxies naines Irr sont dominées par la matière noire, mais aussi la masse de gaz domine la masse des étoiles Obéissent à la relation DM / HI = cste Les courbes de rotation peuvent être expliquées, quand la densité de surface du gaz est multipliée par un facteur constant (7-10) CDM ne dominerait pas dans le centre, comme cest déjà le cas dans les galaxies plus évoluées (early-type), dominées par les étoiles Dans les simulations, les proto-galaxies simulées sont fonction de b (Gardner et al 03), et de la résolution des simulations (physique en-dessous de la résolution)

44 Hoekstra et al (2001) DM / HI En moyenne ~10

45 Courbe de rotation des galaxies naines Distribution radiale de DM identique à celle du gaz HI Le rapport DM/HI dépends légèrement du type (plus grand pour les early-types) NGC1560 HI x 6.2

46 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

47 Accrétion externe de gaz Katz et al 2002: Chauffage par les chocs à la température viriel, avant de refroidir à la température de lISM neutre? Sphérique Accrétion de gaz froid plus efficace: chocs faibles, et rayonnement efficace gaz canalisé le long des filaments domine à z>1

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

49 Destruction des petites structures Plus de gaz froid dans le halo des naines Moins de concentration Fragmentation Les fragments baryoniques chauffent la DM par friction dynamique et lisserait les cuspides dans les galaxies naines La matière est plus dissipative, plus résonante, et plus sensible à la destruction par fusion Pourrait changer la fonction de masse des galaxies LSB (Mayer et al 01) HSB

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

51 Distribution de la fraction de gaz chaud fg dans les amas Labscisse est la densité moyenne au rayon r, normalisée à la densité critique (Sadat & Blanchard 2001)

52 Autres solutions pour les courbes de rotation des galaxies La matière noire peut résoudre le problème, mais aussi….. Une modification de la loi de Newton

53 MOND: MOdified Newtonian Dynamics Loi de la gravité modifiée, ou loi de linertie (Milgrom 1983) 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

54 Loi de Tully-Fisher Luminosité ~ V rot 4 Les galaxies naines, dominées par le gaz, vérifient aussi la relation, si lon prend en compte la masse HI g M 2 = a 0 g N = a 0 GM/r 2 = V 4 /r 2 V 4 = a 0 GM

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

56 Problèmes de MOND dans les amas A lintérieur des amas de galaxies, il existe encore de la DM, qui ne peut pas être expliquée par MOND, car le centre de lamas nest que modérément dans le régime MOND (0.5 a 0 ) Données en rayons-X: gaz chaud en équilibre hydrostatique, et les lentilles gravitationnelles faibles (cisaillement) MOND réduit dun facteur 2 la masse manquante Il reste une autre composante, qui pourrait être des neutrinos…. (plus des baryons) La fraction baryonique observée nest pas totalement la fraction universelle (15%) attendue

57 MOND et les amas Selon la physique des baryons, du gaz froid pourrait se trouver au centre des amas (flots de refroidissement) Dautre part, les neutrinos pourrait représenter 2x plus de masse que les baryons

58 Lamas du boulet Gaz X Masse totale Preuve de lexistence de matière Non-baryonique? Expliquable avec MOND + neutrinos (% habituel, Angus et al 2006)

59 Abell 520 z=0.201 Mahdavi et al 2007 Rouge= gaz X Contours= lensing Cœur de DM Coincide avec gaz X Mais pas avec les galaxies « Cosmic train wreck » Cas Opposé!

60 Abell 520 amas de galaxies en fusion Contours=masse totale Contours = gaz X Comment les galaxies sont éjectées du pic CDM??

61 CL Jee et al 2007 Contours=lensing Contours= rayons X

62 Anneau Cosmique, CL

63 Accrétion de gaz froid dans les galaxies Scénario conventionnel: chauffage par chocs à la température Viriel (10 6 K pour une galaxie de type MW) Les simulations avec plus de résolution: 2 modes daccrétion Le gaz froid coule le long des filaments, la fraction de gaz froid est plus grande dans les petits halos (M CDM < M o ) Keres et al 2005

64 Accrétion froide dans les filaments Densité du gaz froid Température Dekel & Birnboim (2006 ) Arrêt de la formation détoiles Origine de la bimodalité?

65 Feedback: Starburst ou AGN Di Matteo et al 2005

66 Amas dePersée Salomé et al 2006 Fabian et al 2003

67 Conclusion Paramètres de lUnivers: m =0.27, dont15% baryons, 85% ?? Le modèle de matière noire CDM, avec = 0.73 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??

68 MOND: fit des data WMAP Fit par MOND (avec aucune-CDM) des pics acoustiques (Skordis et al 06) Fit avec CDM + _____ : =78% =17% b =5% MOND -- - : =95% b =5%...…. : CDM Inclut les neutrinos massifs 1-2eV

69 Développements récents pour MOND 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

70 Interprétation de MOND? Analogie avec lélectromagnétisme GM/r 2 = g N = (g N + g s ) = g s E = (D – P)/ 0 -Q/r 2 = d = (d + p) = p 0 permissivité du vide, permissivité relative d= D/ 0, p = -P/ 0 Analogie entre la charge –Q et la masse M, créant un champ en 1/r 2 en labsence de « diélectrique » Le champ scalaire g s de la 5 ème force joue le rôle de la polarisation p et laccélération totale g = g N +g s celle du champ E = d+p Origine quantique, le vide étant polarisé par les baryons et leur gravité?