Formation des Galaxies
ATELIER « ENSEIGNER l’UNIVERS »
Françoise COMBES
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Amas et superamas proches
Structures à grande échelle dans l’Univers local
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Gott et al (03)Carte ConformeEchelleLogarithmique
Grand mur SDSS1370 Mpc
80% plus grand queLe grand mur CfA2
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Grands surveys de galaxies
CfA-2 18 000 spectres de galaxies (1985-95)SSRS2, APM..
SDSS: Sloan Digital Sky Survey: 1 million de spectres de galaxiesimages de 100 millions d‘objets, 100 000 Quasars1/4 de la surface du ciel (2.5m telescope)Apache Point Observatory (APO), Sunspot, New Mexico, USA
2dF GRS: Galaxy Redshift Surveys: 250 000 spectres de galaxies AAT-4m, Australia et UK (400 spectres par pose)
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2dF Galaxy Redshift Survey
250 000 galaxies, Colless et al (2003)
7Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)
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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 collapsentpas 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 / =
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Temps de free-fall tff = (G 1) -1/2
et temps d'expansion texp = (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 103, insuffisant, si les fluctuations à cette époque sont de 10-5
Dernière époque de diffusion (COBE, WMAP)T/T ~ 10-5 à grande échelle
Les structures se développent comme le rayon caractéristique ~ R(t) ~ (1 + z)-1
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Expansion de l’Univers & redshift
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Le ciel est uniforme à =3mm
Une fois le niveau constant soustrait dipole ( V = 600km/s)
Après soustraction du dipole, la Voie Lactée, émissionsde la poussière, synchrotron, etc..
Soustraction de la Voie Lactée fluctuations aléatoires
T/T ~ 10-5
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Univers homogène et isotrope jusqu’àla recombinaison et lacondensation des structures
Dernière surface de diffusion à t=380 000 ans
Anisotropies mesuréesdans le fond cosmologique
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Résultats WMAP
m = 0.26 = 0.74b =0.04Ho = 71km/s/Mpc
Age = 13.7 GyrUnivers plat
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Seule la matière noire non-baryonique, dont les particules n'interagissentpas avec les photons, mais seulement par la gravitépeuvent 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 touteéchelle après l’égalité, mais seulement les perturbations plus grandes que l’horizon avant égalité (free streaming)
z > z eq z < zeq
Rayonnement Matière
> ct ~(1 + z) -2 ~(1 + z) -1
< ct ~ cste ~(1 + z) -1
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104 z 103
NEUTRE
Rayonnement
Matière
IONISEE
~ R-3 matière ~ R-4 photons Point d’Equivalence E
Temps
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Croissance des fluctuations adiabatiquesaux échelles de 1014Mo (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" suiventle rayonnement, et ne croissent qu'après la Recombinaison R les fluctuations de CDM croissent à partir du point Eequivalence matière -rayonnement
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Spectre de puissanceThéorie de l'inflation: On suppose le spectre indépendant d'échelle,et la loi de puissance est telle que les perturbations entrenttoujours dans l'horizon avec une égale amplitude
/ ~ M/M = A M-a
a = 2/3, ou (k)2 = P(k) = kn avec n=1
P(k) ~k à grande échellemais P(k) tilted n= -3À petite échelle (Peebles 82)
Vient de l’effet de streaming en-dessous de l’horizon
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Fluctuations de densité
Tegmarket al 2004
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Fractales et Structure de l’Univers
Les galaxies ne sont pas distribuées de façon homogènemais suivent une hiérarchieLes galaxies se rassemblent en groupes, puis en amas de galaxieseux-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 l’UniversRégularité dans l’irrégulier
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Catalogue CfA 2 de galaxies
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Densité des structures dans l’Univers
Système solaire 10-12 g/cm3
Voie Lactée 10-24 g/cm3
Groupe Local 10-28 g/cm3
Amas de galaxies 10-29 g/cm3
Superamas 10-30 g/cm3
Densité des photons (3K) 10-34 g/cm3
Densité critique (=1) 10-29 g/cm3
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Quelle est l’échelle limite sup du fractal? 100 Mpc, 500 Mpc?
Corrélations: formalisme inadéquat (on ne peut pas se servir de la densité)
Densité autour d’un point occupé
( r ) r-
Sur la figure, pente = -1 Correspondant à D = 2
M ( r ) ~ r2
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Formation hiérarchiqueDans 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) ~ kn, avec n=1aux grandes échellesn= -3 aux petites échellestilt quand ρr ~ ρm
à l'échelle de l'horizon
M/M ~M-1/2 -n/6
quand n > -3, formationHiérarchique (M/M )Abel & Haiman 00
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Formation hiérarchique des galaxies
Les plus petites structures seforment en premier, de la taillede galaxies naines ou amas globulaires
Par fusion successive et accrétion les systèmes de plus en plus massifsse forment
Ils sont de moins en moins denses
M R2 et 1/R
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Simulations numériques
Avec des fluctuations postulées au départ, gaussiennes, lerégime non-linéaire peut-être suivi
Surtout pour le gaz et les baryons (CDM facilement prise en comptepar des modèles semi-analytiques, à la Press-Schechter)
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Les paramètres de l'Univers
Anisotropies de l'Univers
Observations des SN IaLentilles gravitationnelles
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Matière noire CDM
Gaz
GalaxiesSimulations(Kauffmann et al)
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4 « phases »
4 Zoom levels
from 20 to 2.5 Mpc.
z = 3. (from. z=10.)
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Multi-zoom Technique
Objective:
Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc)
Accretion of gas (10 Mpc)
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Galaxies et Filaments
Multi-zoom
(Semelin & Combes 2003)
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Pic acoustique baryonique
Eisenstein et al 2005
Ondes détectées aujourd’huidans la distribution des baryons
50 000 galaxies SDSS
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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 bGalaxies/matière noire
Eisenstein et al. (2005)50 000 galaxies SDSS
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Hypothèses pour la CDM
Particules qui au découplage ne sont plus relativistesParticules WIMPS (weakly interactive massive particles)
Neutralinos: particule supersymmétrique la plus légère LSPRelique du Big-Bang, devrait se désintégrer en gamma(40 Gev- 5Tev)
Peut-être particules plus légères, ou avec plus d’intéractionnon-gravitationnelles? (Boehm et al 04, 500kev INTEGRAL)
Actions (solution to the strong-CP problem, 10-4 ev)Trous noirs primordiaux?
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Recherches directes et indirectesPourraient être formées dans les prochains accélérateurs (LHC, 14TeV)Recherche directe: CDMS-II, Edelweiss, DAMA, GENIUS, etc
Indirecte: rayons gamma de l’annihilation (Egret, GLAST, Magic)
Neutrinos (SuperK, AMANDA, ICECUBE, Antares, etc)
Direct
Indirect
Pas de détection convaincante
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Hypothèses pour les baryons noirs
Baryons en objets compacts (naines brunes, naines blanches,trous noirs) sont soit éliminés par les expériences de micro-lensingou souffrent de problèmes majeurs(Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000)
Meilleure hypothèse, c’est du gaz, Soit du gaz chaud dans le milieu intergalactique et inter-amasSoit du gaz froid au voisinage des galaxies(Pfenniger & Combes 94)
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Premières structures de gaz
Après recombinaison, GMC de 105-6Mo collapse et fragmentent Jusqu’à 10-3 Mo, H2 cooling efficace
L’essentiel du gaz ne forme pas d’étoilesMais une structure fractale, en équilibre avec TCMB
Après les premières étoiles, ré-ionisation
Le gaz froid survit pour être assemblé dans les filaments à grandeÉchelle, puis les galaxies
Façon de résoudre la « catastrophe de refroidissement »
Régule la consommation du gaz en étoiles
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Depuis le Big-Bang
Big-Bang
Recombinaison 3 105an
Age Sombre
1éres étoiles, QSO 0.5109an
Renaissance Cosmique
Fin de l'âge sombreFin de la reionisation 109an
Evolution des Galaxies
Système solaire 9 109an
Aujourd'hui 13.7 109an
Les observations remontent le temps
jusqu’à 95% de l’âgede l’Universjusqu’à notre horizon
z=10
z=1000
z=6
z=0
z=0.5
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Réionisation
Percolation progressive des zones ionisées
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Où sont les baryons?
6% dans les galaxies; 3% dans les amas (gas X)
~30% forêt Lyman-alpha des filaments cosmiquesShull et al 05, Lehner et al 06
5-10% dans le « Warm-Hot » WHIM 105-106KNicastro et al 05, Danforth et al 06
~50% pas encore identifiés!
La majorité des baryons ne sont pas dans les galaxies
WHIM
ICM
DM
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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 d’un grand nombre de petits halos, non observés
La solution à ces problèmes viendrait-elle du manque de réalisme des processus physiques (SF, feedback?), du manquede résolution des simulations, ou de la nature de la matière noire?
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Prédictions CDM: ’cuspide’ ou ’cœur’
Distribution radiale de la densité de matière noire
Loi de puissance de la densité ~1-1.5, observations ~0
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Relation entre gaz et matière noire
Les galaxies naines Irr sont dominées par la matière noire, mais aussila 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 desurface du gaz est multipliée par un facteur constant (7-10)
CDM ne dominerait pas dans le centre, comme c’est déjà le casdans 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)
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Hoekstra et al (2001)
DM/HI
En moyenne ~10
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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
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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 DMLe gaz est chaud, chauffé par les chocs à la température Viriel du halo
Mais une autre façon d’assembler la masse est l’accrétion de gaz froid
Le gaz est canalisé le long des filaments, modérément chauffé par des chocs faibles, et rayonne rapidement
L’accrétion n’est pas sphérique, le gaz garde son moment angulaireGaz en rotation autour des galaxies, plus facile de former des disques
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Accrétion externe de gaz
Katz et al 2002:
Chauffage par les chocs à latempérature viriel, avant de refroidirà la température de l’ISM neutre?Sphérique
Accrétion de gaz froid plusefficace: chocs faibles, etrayonnement efficace
gaz canalisé le long des filamentsdomine à z>1
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Trop de petites structures
Aujourd’hui, les simulationsCDM prédisent 100 foistrop de petits halos autour desgalaxies comme la Voie Lactée
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Destruction des petites structures
Plus de gaz froid dans le halo des naines Moins de concentrationFragmentation
Les fragments baryoniques chauffent la DMpar friction dynamique et lisserait lescuspides dans les galaxies naines
La matière est plus dissipative, plus résonante, et plus sensible àla destruction par fusion
Pourrait changer la fonction de masse des galaxies
LSB (Mayer et al 01)
HSB
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Matière noire dans les amas de galaxies
Dans les amas, le gaz chaud domine la masse visibleLa plupart des baryons sont devenus visibles!
fb = b / m ~ 0.15
La distribution radiale dark/visible est renverséeLa 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
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Distribution de la fraction de gaz chaud fg dans les amasL’abscisse est la densité moyenne au rayon r, normaliséeà la densité critique (Sadat & Blanchard 2001)
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Autres solutions pour lescourbes de rotation des galaxies
La matière noire peut résoudre le problème,
mais aussi…..
Une modification de la loi de Newton
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MOND: MOdified Newtonian Dynamics
Loi de la gravité modifiée, ou loi de l’inertie (Milgrom 1983)
En-dessous de la valeur de l’accélération a0~ 2 10-10 m/s-2
gM = (a0 gN)1/2
Potentiel logarithmique
Loi de Tully-Fisher M ~V4
gM2 ~V4/R2 ~ GM/R2
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Loi de Tully-Fisher
Luminosité ~ Vrot4
Les galaxies naines, dominéespar le gaz, vérifient aussi la relation, si l’on prend en compte la masse HI
gM2 = a0gN = a0GM/r2= V4/r2
V4 = a0 GM
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Courbes de rotation multiples..
Sanders & Verheijen 1998, tous types, toutes masses
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Problèmes de MOND dans les amas
A l’intérieur des amas de galaxies, il existe encore de la DM, quine peut pas être expliquée par MOND, car le centre de l’amasn’est que modérément dans le régime MOND (0.5 a0)
Données en rayons-X: gaz chaud en équilibre hydrostatique, et les lentilles gravitationnelles faibles (cisaillement)
MOND réduit d’un facteur 2 la masse manquanteIl reste une autre composante, qui pourrait être des neutrinos….(plus des baryons)
La fraction baryonique observée n’est pas totalement la fraction universelle (15%) attendue
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MOND et les amas
Selon la physique des baryons, du gaz froid pourrait se trouver au centre des amas (flots de refroidissement)D’autre part, les neutrinos pourrait représenter 2x plus de masse que lesbaryons
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L’amas du boulet Gaz X
Masse totalePreuve de l’existence de matière Non-baryonique?
Expliquable avec MOND + neutrinos (% habituel, Angus et al 2006)
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Abell 520z=0.201
Mahdavi et al 2007
Rouge= gaz XContours= lensingCœur de DMCoincide avec gaz X Mais pas avec les galaxies
« Cosmic train wreck »
Cas Opposé!
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Abell 520 amas de galaxies en fusion
Contours=masse totale Contours = gaz X
Comment les galaxies sont éjectées du pic CDM??
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CL 0024+17Jee et al 2007
Contours=lensing
Contours= rayons X
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Anneau Cosmique, CL0024+17
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Accrétion de gaz froid dans les galaxiesScénario conventionnel: chauffage par chocs à la température Viriel(106 K pour une galaxie de type MW)Les simulations avec plus de résolution: 2 modes d’accrétion
Le gaz froid coule le long des filaments, la fraction de gaz froid est plus grande dans les petits halos (MCDM < 3 1011 Mo)
Keres et al2005
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Accrétion froide dans les filamentsDensité du gaz froid
Température
Dekel & Birnboim (2006)
Arrêt de la formation d’étoiles Origine de la bimodalité?
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Feedback: Starburst ou AGN
Di Matteo et al 2005
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Amas dePersée
Salomé et al 2006
Fabian et al 2003
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ConclusionParamètres de l’Univers: m=0.27, dont15% baryons, 85% ??
Le modèle de matière noire CDM, avec = 0.73 est celui quicorrespond le mieux aux observations, y compris les grandes structures
Encore des problèmes non résolus:
CDM devrait dominer au centre des galaxies avec une cuspideProblème du moment angulaire des baryons, perdu au profit de la CDM, et formation des disquesPrédiction d’une multitude de petits halos, non observés
La physique des baryons pourrait résoudre une partie des problèmeset notamment l’accrétion de gaz froid
Ou bien MOND??
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MOND: fit des data WMAP
Fit par MOND(avec aucune-CDM) despics acoustiques(Skordis et al 06)
Fit avec CDM +
_____: =78% =17% b=5% MOND -- - : =95% b=5%
...….: CDM
Inclut les neutrinos massifs 1-2eV
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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 d’expliquer les lentilles gravitationnelles
• Etend la théorie AQUAL, qui résolvait la conservation du moment (formulation lagrangienne), sans propagation superluminique
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Interprétation de MOND?
Analogie avec l’électromagnétismeGM/r2 = gN = (gN + gs) = gs
E = (D – P)/0 -Q/r2 = d = (d + p) = p
0 permissivité du vide, permissivité relatived= D/0, p = -P/0
Analogie entre la charge –Q et la masse M, créant un champ en 1/r2
en l’absence de « diélectrique »Le champ scalaire gs de la 5ème force joue le rôle de la polarisation pet l’accélération totale g = gN+gs celle du champ E = d+p
Origine quantique, le vide étant polarisé par les baryons et leur gravité?
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