Séminaire de 3ème année Diane Talon-Esmieu

Présentation au sujet: "Séminaire de 3ème année Diane Talon-Esmieu"— Transcription de la présentation:

1 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

2 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

3 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

4 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

5 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

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

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

8 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

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

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

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

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

13 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

14 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

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

16 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

17 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

18 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

19 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

20 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

21 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) = 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) = attendues pour un futur sondage de galaxies au sol 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

22 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

23 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

24 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

25 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

26 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

27 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

28 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

29 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

30 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: ) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

31

32 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

33 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

34 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

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

36 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

37 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

38 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu

39 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: ) 01/12/2008 Diane Talon-Esmieu