La forêt Lyman-α et les structures à grande échelle Marie-Michèle Limoges Mardi, 15 décembre 2009 Université de Montréal Comment sonder le milieu intergalactique.

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1 La forêt Lyman-α et les structures à grande échelle Marie-Michèle Limoges Mardi, 15 décembre 2009 Université de Montréal Comment sonder le milieu intergalactique à laide de la spectroscopie de quasars

2 Quest-ce que la forêt Lyman-α ? Figure tirée de Rauch (1998)

3 Quest-ce que la forêt Lyman-α ? Figure tirée de Rauch (1998) HI Z

4 Quest-ce que la forêt Lyman-α ? Ce qui cause labsorption: Gaz neutre Gaz photoionisé du milieu intergalactique Partiellement enrichi par le produit de la nucléosynthèse En structures cohérentes sur plusieurs centaines de kpc … impliquant une faible densité des structures absorbantes

5 Mais quest-ce que cest? Nuages de gaz hautement ionisé (N(HI)/N(H) 10 -4 ) En équilibre de photoionisation avec le rayonnement de fond ionisant UV produit par les quasars Optiquement mince Chauffé à T~3x10 4 K par la photoionisation Les spectres observés sont cohérents sur plusieurs lignes de visées

6 Quest-ce que la forêt Lyman-α ? Le but: Déterminer la structure physique qui forme la forêt de raies dabsorption (distribution de matière entre nous et le QSO) Ce qui permet : Létude des nuages à petite échelle Remonter jusquà z~5, quand lUnivers avait 10% de son age actuel Les baryons qui forment maintenant les galaxies étaient alors sous forme de gaz Savoir quand et comment les galaxies se sont formées Jusquà la cartographie des structures à grande échelle (Cosmologie)

7 Comment lobserve-t-on? Lumière visible sur Terre ex: HIRES (Keck) LUnivers à z>2.5 Ultraviolet dans lespace HST, HUT (Hopkins et Ultraviolet Telescope) sonder les absorbeurs locaux Maintenant possible davoir une vision globale

8 Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique Spectroscopie basse résolution: Absorption moyenne Diminution du flux (fraction moyenne du flux continu du QSO absorbé) D A : diminution du flux entre les raies démission Lyα et Lyβ f obs : flux observé (résiduel) f cont : flux estimé du continu non-absorbé τ: profondeur optique de la raie

9 Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique Absorption moyenne Mesures de D A pour plusieurs z On a donc une mesure de lévolution du nombre de raies en fonction du z Sans même résoudre les raies! Mesure de la densité de gaz dans lunivers

10 Un outil cosmologique Weinberg et al. (2003) Probability distribution function de la diminution du flux D=1-e -τ Les modèles avec des plus grandes amplitudes de fluctuations (σ 8 ) Ont une plus grande distribution de densité ρ Et ils ont une distribution de D corresondante plus large. Les différences dans les PDF sont de ΔlogP~0.1 Pas très gros, mais mesurable

11 Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique Résolution intermédiaire Lorsquon distingue des raies dabsorption discrètes Possible de mesurer une largeur équivalente Le nombre de raies (N) par unité de largeur équivalente (W), 2 N/ W z mesure le degré de « clumpiness » de lunivers

12 Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique Spectroscopie haute résolution Décomposition des profils de Voigt Forêt Lyα est résolue: Si les nuages Lyα sont des entités discrètes, la technique de fit du profil de raie est la meilleure façon dextraire linformation de la forêt Lyα. Si la lumière est absorbée par un nuage dont les particules de gaz ont une distribution de vitesse gaussienne, le profil de Voigt donne une description exacte de la raie dabsorption. Paramètre Doppler : somme quadratique des composantes de vitesse: M-B thermique et contribution gaussienne de la turbulence:

13 Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique Profil de Voigt des raies spectrales: élargissement: Doppler et naturel par amortissement (inverse de la durée de vie radiative) Les profils de raie sont estimés par des profils de Voigt - Largeur des raies (paramètre de Doppler b=2 1/2 σ) - densité de colonne N(HI) - redshift Minimisation X 2 : décomposer le spectre en autant de profils de Voigt quil en faut pour reproduire la distribution observée.

14 Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique Par contre, dans les modèles plus réalistes, les raies spectrales ne sont pas des profils de Voigt parfaits. Par ex: mouvement rotationnel, effondrement gravitationnel, galactic outflows Peuvent influencer le profil de la raie Difficiles à modéliser, mais peuvent donner de linformation sur les structures. Ex: outflow dû à une galaxie naine À très grande densité de colonne (log N(HI) 17), les nuages deviennent opaques à la radiation ionisante: discontinuité dans la forêt Ly α. Mesure relativement précise de la densité de colonne de gaz HI. À partir de logN(HI)>18.5, damping wings deviennent visibles. Alors, la largeur de la raie est une mesure de la densité de colonne. (courbes de croissance)

15 Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique Spectre de puissance P(k):Transformée de Fourier du champ de densité spatial (contraste de densité) Spectre de Harrison-Zel'dovich: spectre de puissance des fluctuations de densité dans l'univers primordial transformée de Fourier de la fonction de corrélation à deux points des fluctuations de densité dans l'univers Fonction de l'échelle considérée (en l'occurrence du module du vecteur d'onde k associée à la longueur λ = 2π / k) La dépendance du spectre en fonction du vecteur d'onde suit une loi de puissance exposant (indice spectral) a une valeur de l'ordre de -3. - Wikipedia Donc: mesure de la densité en fonction de léchelle –Marie-Michèle

16 Le spectre de puissance Teste le modèle ΛCDM dans un régime de redshift et de grandeur déchelle inexploré précédemment. Confirme que le spectre de puissance passe de k n (primordial) à k n-4 à petite échelle. Weinberg et al. (2003) P(k):Transformée de Fourier du champ de densité spatial en fonction de léchelle (contraste de densité)

17 Quelques résultats des observations Lévolution de la forêt Lyα avec le redshift Peterson (1978) : augmentation du nombre de nuages Lyα avec le z De z=0 à z~1 : nb de nuages est constant Entre 1<z<2 : augmentation, décrite par une loi de puissance (1+z) γ, avec 2<γ<3. À z ~4, la relation devient encore plus a pic (γ ) Une seule loi de puissance ne sert pas à bien définir la relation entre dN/dz et z. Profondeur optique évolue fortement

18 Signification cosmologique Objectif: Expliquer le nombre de nuages (densité), taille des nuages et leurs paramètres physique Si, jusquà z~2, la plupart des baryons sont contenus dans le MIG, alors les galaxies à haut z seraient des traceurs de la distribution de matière Simulations : forêt Ly alpha est produite par une hiérarchie de structures gazeuses. – Formes typiques : structure en feuille jusquà des filaments, jusquà des halos gazeux sphériques, quand la densité de colonne augmente. Reflète étroitement les fluctuations de densité de la distribution de matière générale induites par la gravité Devrait faire une excellente sonde des structures de formation à haut redshift.

19 Laboratoire cosmologique Mis à part le CMB, le MIG est le seul environnement astrophysique pour lequel les propriétés observables peuvent être calculées à partir dun ensemble simple de conditions initiales cosmologiques Relier la profondeur optique pour labsorption Ly α avec : densité moyenne baryonique (gazeuse) en unité de la densité critique Ω b, constante de Hubble à un redshift z, H(z), température moyenne du gaz T, densité de baryons propre ρ, taux de photoionisation gradient de vitesse particulière local le long de la ligne de visée. Convoluer avec un profil de Voigt pour inclure lélargissement termique. Simple ?

20 Simulations des structures à grande échelle Prédire les proprités physiques du MIG et de la foret Ly alpha à haut redshift à partir des conditions initiales dun modèle de formation de structure donné. Le spectre de la foret Ly α est complètement décrit par la constante de Hubble, la densité de gaz, sa température, sa vitesse particulière, et la fraction de gaz neutre le long de la ligne de visée. Prédire ces quantités pour une ligne de visée artificielle vers un QSO pour des tranches dunivers permet de comprendre les propriétés physiques des structures gazeuses.

21 Nature des absorbeurs Lyα Systèmes à faible densité de colonne (log N(HI)<~14): - Structures en feuilles (Zeldovich pancake à petite échelle) -Gaz accrété par des faibles chocs -se condense en une couche dense qui se refroidit -présumément pour former des étoiles -gaz est confiné par gravité et ram pressure - « Cosmic Web » 80-90% des baryons seraient contenus dans les nuages à faible densité Nuages à plus grande densité de colonne (log N(HI)~14): -Structures plus filamenteuses -Sétendent de manière continue et avec une épaisseur constante (~40-100 kpc) sur une distance de plusieurs mégaparsec. log N(HI)~16: sphériques, ~minihalos, damped Lyα systems -Chaînes de mini-halos, alignés comme des perles sur une corde

22 Nature des absorbeurs Lyα HI column density contours for a slice of the 10h-1 Mpc (comoving) box from a cold dark matter model with a nonzero cosmological constant Λ (ΛDM) by Miralda-Escudé et al (1996). Gaz HI à grande échelle

23 Distribution de mati è re sombre Figure tirée de Miralda-Escudé et al. (1996) À grande échelle, la distribution de matière sombre suit la structure de feuilles, filaments et halos La distribution de gaz et de matière sombre se suivent assez bien

24 Nature des absorbeurs Lyα Lévolution de la forêt Lyα avec le temps à grand redshift est due à : Lexpansion de Hubble principalement et laugmentation résultante de lionisation moyenne du gaz Mouvement du gaz le long des filaments Le nombre dabsorbeurs en fonction du z est donné par une loi de puissance brisée Le brisure est due à un changement avec le temps de la dimensionalité des structures qui dominent labsorption.

25 Un outil cosmologique Si on considère plutôt la forêt Ly alpha comme étant produite par labsorption due au MIG dont la densité varie, plutôt que comme un assemblage de raies discrètes: Relation étroite entre la densité et la température du gaz à faible densité: avec α 0.6 (vient de la relation entre le chauffage par photoionisation et redroidissement adiabatique) Relie le flux F du continu normalisé à la densité du gaz local Foret Ly alpha comme une carte en 1 dimension, non linéaire, de la surdensité de gaz le long de la ligne de visée Trace la densité de matière sombre aussi

26 Un outil cosmologique Simuler la foret Lyα Weinberg et al. (2003) Spectre observé (Keck) Agrandissement Simulation, ΛCDM z=3, Ω m =0.4, σ 8 =0.8, h=0.65

27 Réionisation (Cen et al. Nov 2009) Le spectre de la foret Ly alpha à z=4.5± 0.5 dépend fortement de lépoque de la réionisation Régions de grande densité réionisées en premier (premier endroit ou quasar et galaxies se sont formés) Ensuite, expansion vers faible densité Le redshift de réionisation de chaque point spatial est fortement corrélé avec le champ de densité à grande échelle Forte anti-corrélation entre la température et le champ de densité à grande échelle

28 Reionisation Cen et al. (2009) Early (z~12)Late (z ~6) Rouge/jaune: régions virialisées Location des sources ionisantes Transmission du flux Lyman alpha z=4 Plus de flux transmis dans les régions les moins denses Transmission réduite dans les régions de + grande densité

29 Conclusion/Résumé Outil cosmologique puissant Sonder les nuages à petite et grande échelle Avec CMB: seul observable qui permet de sonder aussi loin Même à basse résolution, on peut extraire de linformation utile Hiérarchie de structures gazeuses qui changent de dimensionalié avec z Équation détat qui relie T avec densité: carte de la densité de matière, et matière sombre. Tester modèle de réionisation. Et beaucoup plus encore!

30 FIN Questions?