Great attractor et Shapley concentration

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1 Great attractor et Shapley concentration
UdeM Phy6791 Lison Malo

2 Plan de la présentation
Introduction au mouvement à grande échelle Great attractor Shapley concentration Observations et modèles

3 Mise en situation Bolejko (2006) Cours 9

4 Mouvement Le « peculiar motion » est un bon outil pour détailler la distribution de la masse et des structures à grande échelle. « peculiar motion » est le mouvement d’un objet par rapport à un référentiel au repos (surplus de la loi de Hubble). Ici, on parlera du mouvement du groupe local par rapport au fond cosmologique (CMB)

5 Loi de Hubble Z v On estime la vitesse de l’objet si celui-ci n’est pas soumi à un intense champ de gravité

6 Structures à grande échelle
La déviation du mouvement par rapport au fond cosmologique implique une masse gravitationnelle Observation du mouvement La vitesse mesurée des galaxies est sous la valeur prédite par la loi de Hubble Ceci implique un relentissement des galaxies en présence d’une concentration de matière importante Marioni 1998

7 Mouvement à grande échelle
Dès 1967, Stewart & Sciama (1967) prédisent l’existance du mouvement du Soleil par rapport au CMB En 1969, Conklin (1969) mesure ce déplacement par un mouvement du groupe local de 590 km/s en direction de l=282 et b=18. En 1976, Peebles (1976) et Rubin (1976) détecte un mouvement provenant de l’amas de la Vierge Au début des années 1980, c’est le début de l’histoire du « Great Attractor »

8 Détection du mouvement
Il existe deux façons de trouver les causes du mouvement: 1) produire la distribution photométrique des galaxies en assumant qu’il existe une relation entre la luminosité des galaxies et la masse de la concentration. Cette méthode devient difficile à grande distance et dans la zone obscurtie par la Voie Lactée. 2) produire la distribution cinématique du champ de « peculiar motion ». Cette méthode peut détecter une grande concentration de matière sur un grand intervalle.

9 Zone of avoidance Kraan-Korteweg (2000) Partie obscurtie de l’univers local par la voie lactée

10 Great attractor Découvert par Lynden-Bell (1988) lors de l’étude de 400 galaxies elliptiques dispersées sur une grande étendue du ciel. Le relevé des 400 galaxies a été fait par les 7 personnes (Faber, 1988) But : Quantifier le mouvement du groupe local

11 Great attractor Galaxies elliptiques plutôt que les galaxies spirales.
Coeurs des elliptiques plus brillants à grand z. Ils utilisent un nouvel indicateur de distance, avec une dispersion 2 fois plus petite que la relation Faber-Jackson (Dressler 1987). Nouvel indicateur de distance utilise le diamètre angulaire des galaxies qui décroit ~ 1/distance Relation pour les galaxies de l’amas de la Coma, de la Vierge et autres (Dressler 1987). Indicateur de distance selon Lynden-Bell, pour toutes les galaxies. Dn est le diamètre pour une brillance de surface de dans la bande B. Chercher la pente et l’ordonnée de la relation sigma-Dn en supposant que les galaxies sont à la même distance le = x ln sigma – ln (Dn) +cte (unités=[km/s]) Dressler (1987)

12 Great attractor Biais sur le nombre de galaxies à haut redshift. (Malmquist Bias) => sous-estimation de la distance Besoin d’un estimé de la distance pour appliquer une correction à cause du Biais Dans un monde parfait, la différence entre la vitesse radiale du Hubble flow et celle de la galaxie devrait être de zéro. Due aux erreurs, cette différence sera différente de zéro, mais on ne devrait pas voir de tendance systématique Si on observe une tendance systématique, celle-ci proviendrait d’une perturbation dans le Hubble flow Dresser (1987) cercle noir plein = mvt vers l’extérieur

13 Great attractor Modélisation du champ de vitesse
Dépence sur l’amas de la Vierge L’ajustement du modèle et des données est meilleur avec une abondance de matière dans la direction l=307 et b=9. Cette concentration de matière produirait une vitesse de 570 ± 60 km/s et serait située à une distance de 4350 ± 350 km/s. Plusieurs types d’erreur dont celle sur l’absorption Les vitesses ne semblent plus suivrent le Hubble flow à plus de 8000 km/s.

14 Great attractor Est-ce qu’on peut voir cette concentration de matière?
Impossible à cause du plan galactique et les galaxies elliptiques émettent très peu en rayons X. Amas Vierge, Centaurus,Hydra, Antila 20 fois plus massive que l’amas de la Vierge La masse provoquant cette vitesse devrait être d’environ Déterminez par Hubble Da Costa et al. (1986) fait un relevé des galaxies à haut redshift dans cette région et trouvent une distance moyenne de 4654 ± 124 km/s. V=4400, deltaV = 570

15 Great attractor Explication du mouvement du groupe local?
En additionnant, le mouvement 570 km/s à celui produit par l’amas de la Vierge, on devrait pouvoir reproduire le mouvement du groupe local. Malheureusement, le mouvement du groupe local diffère par (-368,-30,-41) Solutions: utiliser les galaxies spirales

16 Great attractor Dressler (1988) présente les résultats d’une étude de la vitesse radiale de 896 galaxies La grande quantité de galaxies entre 2000 et 5000 km/s serait responsable du champ de vitesse induit dans le groupe local. Concentration de masse à ~ 4000 km/s Est-ce que la masse est suffisante pour être le grand attracteur? Oui, mais il existe également un vide près du superamas de Persé.

17 Great attractor Ils voulaient montrer que la situation et l’amplitude du mouvement correspondait à celui observé par le groupe local. Le modèle est possible si on considère l’impact du great attractor et du superamas local sur le groupe local. Il existe une autre concentration de matière dans la région du superamas de Persé. Manque d’observations Le mouvement du groupe local n’est pas complètement expliqué par l’impact du superamas local et du great attractor. Cours 9

18 Great attractor Burstein (1990) confirme que le groupe local se déplace vers une concentration de matière (Great attractor) à partir de 253 galaxies dans un rayon de 40 degrés du centre présumé du Great attractor Le modèle ne reproduit pas bien la différence de vitesse dans les parties centrales de la concentration de matière Donc, la centration de matière ne serait pas aussi importante laisse croire à l’existance d’une autre région de forte densité. Si le modèle sphérique tient bon, alors on devrait constater un mouvement s’éloignant du great attractor Il cherche à mesurer ce mouvement

19 Great attractor Ils n’arrivent pas détecter sans aucun doute le mouvement des galaxies plus lointaines Le problème provient du biais de Malmquist Dépendamment de la densité du milieu, le biais est différent. Ils ne peuvent pas déterminer assurément le mouvement des galaxies derrières la concentration de matière.

20 Great attractor Galaxies dans la région du Great attractor. La courbe en « S » représente le model de Faber (1988) Galaxies pour tout l’échantillon A B Mathewson (1992) analyse les galaxies plus loines que le Great attractor Jusqu’à une distance de 60 h-1 Mpc, ils observent une augmentation de la vitesse des galaxies de ~ 600 km/s Ils ne voient pas l’impact de la présence du great attractor au-delà des 42 h-1 Mpc dans cette région. Ils posent l’hypothèse d’une autre structure au-delà de great attractor, mais opposé au Great attractor : le superamas de Persé (Willick, 1990) Mais d’après ces observations, le Great attractor n’existerait pas

21 Great attractor Masse: environ Rayon de plusieurs Mpc
Amas dense ACO3627

22 Shapley concentration
Immense concentration de galaxies découverte en 1930 par Shapley En son centre, on retrouve Abell 3558 (shapley #8) soit un amas dense émettant en rayons X (Lugger, 1978) Super-structures dans la direction de Hydra-Centaurus Cette concentration de galaxies concordent avec l’anisotropie dipolaire du CMB Connait une augmentation de popularité après la formulation des premiers modèles du Great attractor par Lynden-Bell (1988) et Burstein (1986).

23 Shapley concentration
Les travaux de Scarmella (1989) et Raychaudhury (1991) ont montré une concentration de galaxies dans la même direction (différence de 10 degrés) que le Great attractor (Hydra-Centaurus) à une distance de 200 h-150 Mpc (+ 80 h-150 Mpc jusqu’à la structure). Dans l’univers local, cette concentration est la plus dense composée de 20 amas Abell et 6 amas émettrant en rayons X. On constate deux densités Quintana (1995) à partir de 1056 galaxies

24 Shapley concentration
Les travaux de Quintana (2000) ont mené à un relevé de 2868 redshifts sur la région de Shapley. Il constate la présence d’agglomérations de galaxies à grand z Il existerait de très grandes structures au-delà du superamas Hydra-Centaurus Où se termine la structure? Haut: 6000 < z < Bas: < z < 50000 Ref: 3 figures de Quintana (2000)

25 Shapley concentration
Masse: Rayon: 14 et 19 Mpc (Bardelli 2000) Au centre, A3558

26 Shapley concentration:implications
Les structures à grande échelle sont des éléments essentiels à la validation des modèles cosmologiques. La taille et la masse des structures sont corrélée avec les conditions règnant dans l’univers primordial (Quintana, 1995) Quintana (1995) définisse une masse du Shapley concentration > à partir d’un échantillon de 1067 amas de galaxies. Est-ce que cette masse est suffisante pour induire le « peculiar motion » du groupe local? (Melnick et Moles 1987) Selon eux, ils manqueraient 10 fois plus de matière pour expliquer ce mouvement du groupe local

27 Implications Le problème proviendrait du manque de données cinématiques Équations 2 (Quintana, 1995) montrent que la masse dépend de Omega et de h La masse du superamas ne serait pas plus grande que Quelle est la forme du superamas? D’après la distribution de la vitesse radiale selon l’ascension droite et la déclinaison, le superamas ne serait pas sphérique. Il ressemblerait à un cigare.

28 Implications Davis et Peebles assument que le superamas est sphérique, donc la masse nécessaire serait plus grande Mais si on considère que cette concentration contribue à 25% du mouvement du groupe local, alors la masse serait autour de Il y a une dépendance sur les paramètres cosmologiques aussi.

29 Contributions au mouvement de la Voie Lactée
Great attractor (z < 0.03) Shapley concentration (z<0.1) Selon les études, les contributions au mouvement du groupe local sont différentes Les travaux de Bardelli (2000) montrent que Shapley concentration provoquerait un mouvement de 26 km/s au groupe local Tandis que les travaux de Mould (2000) arrive à un mouvement de 85 km/s Les travaux de Smith (1999) montrent que le Great attractor et Shapley concentration serait responsable de seulement 50% du « peculiar motion » du groupe local.

30 Mouvement à grande échelle
Les travaux de Lucey et al. (2004) montrent l’impact des deux supers structures pour expliquer le mouvement des galaxies. De plus, ils utilisent un indicateur de distance supplémentaire soit les supernoave Ia.

31 Mouvement à grande échelle
Bertschinger 1990

32 Tenir compte du mouvement
Problème: difficulté à déterminer les distances réelles, donc de déterminer la densité locale de galaxies et de caractériser l’environnement Problème: utilisation de IRAS pour traverser l’extinction galactique, mais on ne détecte pas de galaxies early-type (manque de poussière). Problème: le redshift n’est pas égal à la distance, dépendance sur le « peculiar motion » Besoin: deux estimations indépendantes de la distance par le redshift et des indicateurs de distance.

33 Tenir compte du mouvement
On cherche à avoir un modèle qui tiendrait compte de toutes les grandes concentrations de matière Marinoni (1998) utilise le catalogue Mark III (6400 galaxies) corrigé pour le biais de Malmquist Expression de la vitesse en fonction de la loi de Hubble et du « peculiar motion ». Modéliser la vitesse en fonction de l,b,r pour r<5500 km/s Résultats: Champs de vitesse en prenant en considération l’amas de la Vierge (l=284, b=74, r=1350 km/s) Vitesse vers le Great attractor = 558 ± 170 km/s par rapport à 535 km/s obtenu par Faber (1988)

34 Correction du mouvement
Gauche: modèle de Branchini Droite: modèle avec amas de la Vierge Modèle du multi-attracteurs proposé par Lynden-Bell (1988) utilisant comme densités gravitationnelles sphériques: l’amas de la Vierge, Great attractor, superamas de Persé et Shapley concentration Le « peculiar motion » sera la somme des contributions gravitationnelles des 4 densités. Le superamas de la Coma n’aurait pas d’influence significative. Le modèle utilise 13 degrés de liberté

35 Correction du mouvement
Il y aurait plus de matière derrière le plan galactique que prévu Les masses du Great attractor et du superamas de Persé seraient équivalentes, mais Shapley Concentration serait 5 fois supérieure.

36 Correction du mouvement
Problème, pour un redshift donné il existe une région où l’on retrouve 3 distances différentes. Correction à partir de la magnitude et de la vitesse maximale des galaxies Améliorations possibles: augmentation des observations

37 Mouvement du groupe local
La croix représente notre galaxie et le cercle la concentration de matière Les travaux de Bolejko (2006) montrent que le mouvement des galaxies derrière le Great attractor dépend de la densité entre le Great attractor et le Shapley concentration. Cette densité devrait être de l’ordre de 0.9 fois la densité du background

38 Conclusion Peut-on dire que le Great attractor et Shapley concentration sont les mêmes structures? Non! Mais Shapley concentration demeure une grande concentration de matière. Merci!!

39 Simulations