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Jean-Marc Virey Centre de Physique Théorique &
Université de Provence, Marseille
Combinaisons d’Observables
en
Cosmologie
Strasbourg, 4 Juillet 2008
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Plan de l’exposé
I : Cadre Cosmologique : Le Modèle Standard de «Big Bang Chaud»(expansion, nucléosynthèse, CMB, oscillations baryoniques, formation des structures)
II : Cadre Mathématique : Les équations(cinématique, dynamique, tests géométriques, perturbations, tests dynamiques, tests statistiques)
III : Cadre observationnel : Les Sondes Cosmiques(SNIa, CMB, BAO, Amas, Lentilles gravitationnelles, galaxies)
IV : Extraction des paramètres cosmologiques
IV-1 : Méthode statistique (maximum de vraissemblance)
IV-2 : Résultats à partir de l’analyse des données
V : Modèles d’énergie noire
VI : Dégénérescences et analyses combinées(puissance, problèmes, prospective)
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I: Cadre Cosmologique :
Le Modèle Standard
dit de
«Big Bang Chaud»
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S’appuie sur :
Le Principe Cosmologique : pas de centre absolu
Le Principe de Relativité : invariance des lois
Le Principe d’Universalité de c : vitesse finie
Une Théorie de la Gravitation : la Relativité Générale
La Physique (microscopique et macroscopique)
COSMOLOGIE (global) PHYSIQUE (local)
Repose sur 4 piliers observationels:
L’expansion de l’Univers (fuite des galaxies)
L’abondance des premiers éléments
Le rayonnement cosmologique fossile ( TCMB = 3 °K)
Les oscillations baryoniques (anisotropies CMB, formation des structures)
COPERNIC
1473- 1543
EINSTEIN
1879-1955
GALILEE
1564-1642
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OBSERVATION DE LA FUITE
DES GALAXIES :
LA LOI DE HUBBLE
EXPANSION DE
L’UNIVERS !
rHV 0
Log Distance
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Nucléosynthèse Primordiale
Cadre : expansion +
physique nucléaire
Prédictions :
Abondance élts légers :
H(80%), 4He(20%), D(10-4),3He(10-5), 7Li(10-9)
rapport photon/baryon :
peu de baryons :
1010/ b
1/ Tb%54b
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Supernovae
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T=2.7K
T=3.1mK
T=20 K
Spectre :
Anisotropies :
42
15T
Fluct. Primordiales
Géométrie
Physique
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Les ondes acoustiques (baryoniques) primordiales
* plasma primordial homogène sauf un léger excès de matière à l’origine
* forte pression pousse γ+b+e+ υ loin de l’origine à 3/ccs
Etape 1 : condition initiale : une (des) perturbation(s) de densité
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* Propagation initiale : gaz(=b+e) + γ se déplacent simultanément
* DM et υ ne couplent pas (peu) au gaz ou au γ
* Les υ sont relativistes => propagation à vitesse c
* DM sans pression => reste au centre (ou presque …)
Etape 2 : propagation avant découplage
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Etape 3 : propagation avant découplage dure 4 105 ans !
Mpclla
al
ALtctcl
decdec
dec
andecsdec
10010
1031043/
300
5
1
5
Le découplage n’est pas instantané => Mpcl 1500
(Horizon sonore)
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Etape 4 : Découplage ! ! Le CMB est né !!
* Découplage : les baryons capturent les e : phase neutre
* Les photons γ se découplent des baryons => propagation libre
* Les baryons (atomes) ont une pression nulle => déplacement s'arrête
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Etape 5 : Propagation libre des photons + croissance perturbation densité
* Les photons diffusent dans le milieu : homogénéisation
* Les baryons forment un pic de densité à «150 Mpc» de la densité initiale
de matière noire
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Etape 6 : Action de la gravité pendant 500 millions d’années
Les γ sont quasiment uniformes
Le pic de DM initial attire les baryons
Le pic de baryons attire de la DM
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Etape 7 : Aujourd’hui après 14 milliards d’années
Baryons et DM ont atteint leurs densités d’équilibre dans le rapport
Configuration finale : pic initial + écho à 150 Mpc
Formation des galaxies : phénomène local (<10 Mpc)
=> les évolutions ultérieures des deux pics sont découplées
Mb /
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La formation des structures : Observations
Grande
échelle
«Petite» échelle
Situations actuelles
Conditions initiales
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Filaments cosmiques (1 milliard AL)
![Page 19: Aucun titre de diapositivevirey/SOS08-cours-JMV.pdfRepose sur 4 piliers observationels: L’expansion de l’Univers (fuite des galaxies) ... Le pic de DM initial attire les baryons](https://reader030.vdocuments.fr/reader030/viewer/2022040806/5e462af53fbf9d14aa021a76/html5/thumbnails/19.jpg)
La formation des structures : Simulations
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recombinaison
nucléosynthèse
Form
atio
n s
truct
ure
s
Gravité quantique ?
inflation ?
BAO
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L’ENERGIE NOIRE
DOMINE LA
DYNAMIQUE !
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II: Cadre Mathématique :
Les Equations
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Théorie: Etape 0: Description du Fond/Expansion dynamique (depuis 1930)
Expansion + Homogénéité/Isotropie + Relativité Générale
Cinématique Dynamique
Etape 1: Description des inhomogénéités/Dyn. Perturbations (depuis 1970-85)
Observations : « 3 » types de tests
Tests «Géométriques» : mesures de distances
Tests «Dynamiques» : mesures croissance perturbations de densités
Tests «Statistiques» : distributions statistiques des observations
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métrique de Friedmann - Lemaitre - Robertson - Walker
)]sin(1
[)( 2222
2
22222 ddr
kr
drtadtcds
1+z=a0/a=λ0/λk =0,+1,-1 )1(/ 02
0
2
0 THka
)10(10 Tka
p. décélération2/ Haaq
z
zdzq
eHzH 0)'1ln())'(1(
0)(
p. Hubble aaH /
H0=100 h km.s-1.Mpc-1 E(z)=H(z)/H0
Homogénéité, Isotropie, syst. coord. comobileCinématique :
Mesures actuelles : )72.0(?82720 hH
CLq %9500 0k
/z
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Dynamique :
TGG N8Equation d’Einstein :
Tenseur d’Einstein :
tenseur de Ricci :
symboles de Christoffel :
scalaire de Ricci :
Métrique FLRW (plate, non perturbée) :
Tenseur énergie-impulsion : Fluide parfait :
Dyn. métrique (espace-temps) Dyn. matière-énergie
)(2
ggR
RG
ijij agg 200 1
ijij PTT 00
dxdxgds 2
Relativité
Générale
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Equations à la base de la cosmologie :
2
22
3
8)/()(
a
kGaazH T
Friedmann 1
XRMi
iT
,,
GzHzc 8/)(3)( 2
)(/)()( zzz cii
1 kTXRMT
22/ Hakk
Friedmann 2 )3(3
4/ TT P
Gaa
XXT
TT wwaHazq
2
3
2)31(
2/)( 2
PT ~ PX
ρT~ρM+ρX
z
X zdzw
XkRM ezzzzHzHzE 0)'1ln()'(3
302040302
0
2 )1()1()1()1()/)(()(
wi=Pi/ρi
z
i zdzw
ii ezz 0)'1ln()'(3
30 )1()( Conservation énergie :0)1(3
iii wH
Principe
Cosmologique
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mesure de H(z) directement
mesure de distances
Distances en cosmologie :
distances lumineuse : dL=(1+z)d angulaire : dA=d/(1+z)
(eg SNIa) (eg BAO/diamètre-galaxies)
connexions observations - théorie : et
Observables : «chandelles standards » L=cste, «règles étalons» D=cste
Paramètres de normalisation (~ mesures locales de L et D)
Paramètres cosmologiques : ceux de H(z) (Ω’s,w’s) + normalisation
Tests Géométriques :
1
100 )(
1sin
sinh100
})( k
z
zH
dz
aazd
24L
e
obsd
L
A
obsd
D
z
X zdzw
XkRM ezzzzHzHzE 0)'1ln()'(3
302040302
0
2 )1()1()1()1()/)(()(
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Perturbations (scalaires) :
Perturbation de densité :
Perturbation de la métrique :
Equation de Poisson : (connexion métrique-densité)
Fluide parfait :
Evolution des perturbations de densité :
en régime linéaire :
)(
1
1
Théorie linéaire (grande échelle)
non-linéaire (petite échelle)
hgg ji
ij dxdxhadtch 222 22
)),(21()(),(21 2
00 rttagrtg ijij
G42
042
GH
)()(),( rtDrt
):0)(( anisotropestress
z
M dzzE
zzEzD
3)(
1)(
2
5)(
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042
mNGH
Tests Dynamiques :
)()()(
)(),(),( rtD
t
trtrt
Champ de surdensité : régime linéaire
Cas général (non linéaire) : * codes de boltzmann
* simulations N-corps
Evolution spatiale (spatio-temporelle) : tests « statistiques »
Evolution temporelle (ère de la matière) : tests « dynamiques »
Dynamique des perturbations :
besoin d’un spectre de fluctuations primordiales (cond. init. eg: Inflation)
compétition entre gravitation et pression (Relativité Gén. & Physique) :
dépend des échelles de temps et de distances (signatures observ.) :
dépend de la quantité de matière (Matière Noire)
dépend du taux d’expansion (H0, Energie noire)
dépend de la composition de la matière (CDM,H/WDM, baryons, neutrinos)
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042
mNGH
f dépend de l’expansion et de la théorie de la gravitation.
γ est très sensible à la théorie de la gravitation sous-jacente
mais peu au fond :
Relativité Générale OK
Ex DGP (extra-dimensions)
Définition du taux de croissance f :
Définition de l’index de croissance γ :
ad
aDdaf
ln
))(ln()(
)()( zzf m
))1(1(02.055.0 zw
Evolution temporelle (ère de la matière+approximation linéaire) :
)()(),( rtDrt
68.0
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Tests Statistiques :)()(
)(
)(),(),( rtD
t
trtrt
Champ de surdensité :
Observable de base 1 :
La fonction de corrélation (à 2 points):
Excès de probabilité # distribution aléatoire de
trouver 2 fluctuations séparées de r :
directement reliée à la variance de la distribution δ à l’échelle r
Mesures/Observations (eg galaxies) : D=Data
Comptage de paires à séparation r R=random
dist. Poisson
Transformée de Fourier
Observable de base 2 : Le spectre de puissance :
)()()(),( 2121 rrrrr
rkierrdk
)()2(
1)(
2/3
~
ikrerrdkkkP )()2(
1)()()( 3
22
~
1
~
21
2 ))(1( dVdVrdPr
")()(" 22 rr
)0(
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Importance de la statistique à 2 points :
distribution densité résulte de bcp processus indépendants
+ Th. Limite centrale => distribution densité ~ gaussienne
or distribution gaussienne complètement déterminée par sa moyenne
. et sa variance σδ (ou ξ(r.) ou P(k))
Re : stat. à 3 points : tests de la non-gaussianité ….
ξ(r.) ou P(k) ? : * même informations
* les deux peuvent être mesurés
* P(k) tel que les différents modes sont non-corrélés
* Modèles th. donnent P(k) => observations aussi
Caractéristiques de base du spectre de puissance :
indice spectral n :
normalisation σ8 :
W : fonction fenètre (en gal «top-hat sphérique»)
n
ini kAkP )(
)(2
)()( 2
2
32 kRW
kPk
k
dkR
)8( 1
8 MpchR
)0(
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Spectre de puissance primordial Pini(k) :
Spectre normalisé
p
Modèles d’inflation (1984) :
Les fluctuations sont :
* ~ Gaussiennes
* n < 1
* ~ adiabatiques (régions
surdenses contiennent des
surdensités de toutes les
espèces + )
~
grandes échelles petites échelles
Spectre invariant d’échelle de Harrison - Zeldovich (~1970) :
n=1
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* compétition entre gravitation et pression
* => dépend des échelles de temps et distances
* => de la composition de la matière (CDM,H/WDM, b, υ)
égalité des termes (gravit. vs pression) pour l’échelle de Jeans
Comportement des modes selon l’ère cosmique :
Ere de la radiation : λ<λH modes supprimés (pression R)
λ>λH croissance rapide
A zeq λJ=λH puis λJ décroît rapidement
Ere de la matière : tous les modes croissent linéairement
A zdec : CMB + BAO (horizon sonore se fixe)
Ere de l’énergie noire (Λ ?) : la croissance est finie
Ces évolutions vont avoir des conséquences observationnelles
mesurables. Ex: Formation hiérarchique des structures : petites structures
se forment en premier puis s’amassent (+Modèles de collapse sphérique+évol. NL)
MNsJ Gc /
2
4
075.0
105.2
hk
hz
Meq
Meq
Evolution des perturbations :
...?31089 decz
8.05.0 accz
)(/ zHcH
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Formation hiérarchique des structures
Fusion de galaxies-
disques, produit des
galaxies elliptiques
3/23/26/)3( tMtM n
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BAO
Suppression
de puissance
No DE
ΛCDM
Modèle
Concordance
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Paramètres cosmologiques contraints par l’étude de l’évolution du
spectre de puissance :
spectre de puissance primordial : indice (n), normalisation (A/ σ8) …
(conditions initiales : fin inflation, z>105)
composition de la matière : ΩM, Ωb, Ωυ (BAO: entre zeq~104 zdec~103)
nature de la matière noire : wM(z) (passage relat.- non relat. : zeq)
courbure, énergie noire, évolution : Ωk, ΩDE, wDE(z), γ, σ8
(évolution du taux de croissance de zdec à aujourd’hui)
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Normalisation :
σ8 observable
sensible a de très
nombreux
paramètres
cosmologiques
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Evolution temporelle : très sensible à l’expansion + RG
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III: Cadre Observationnel :
Les sondes cosmiques
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Les SNIa
![Page 43: Aucun titre de diapositivevirey/SOS08-cours-JMV.pdfRepose sur 4 piliers observationels: L’expansion de l’Univers (fuite des galaxies) ... Le pic de DM initial attire les baryons](https://reader030.vdocuments.fr/reader030/viewer/2022040806/5e462af53fbf9d14aa021a76/html5/thumbnails/43.jpg)
Diagramme de Hubble
Courbes de lumière
Les SNIa comme chandelles standardisables
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Identification des SNIa
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Le CMB
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Les fluctuations de température ΔT/T sont calculées théoriquement :
Les ΔT/T peuvent être décomposées sur une sphère :
Définition des Cl’s :
moyenne observée :
Les mesures :
BAO Doppler Gravit. ISW
ml
lmlm nYaT
T
,
)(
l
lm
lm
obs
l al
C2
12
1
G42
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WMAP3 data
zCMB=zdec=1089 3 est très bien mesuré ! s0~150 Mpc
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Les BAO :
Oscillations baryoniques acoustiques
dans la distribution des galaxies
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Mesures de Pgal(k) ou de ξgal(r.) pour les galaxies
Estimateurs :
le + simple :
où
le + efficace :
Simule 10x + de points aléatoires pour le même volume/surface
idem pour P(k) avec transformation de Fourier en plus
1)(
)()(
rRR
rDDr
RR
RRDRDDr
2)(
21
),()()( 212121
rr
BA rrrnrnrdrdAB
outside
rrr
0
[;[1 )(,, rRDBA {
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SDSS 2005 : ξgal(r.) pour les galaxies rouges lumineuses «proches»
contraintes cosmologiques :
direction transverse : dA(zbao)
direction radiale : H(zbao)
aujourd’hui : mélange :
3/2
0
sinsinh3/1
)(}1
1
)(
BAOz
kBAOBAO
M
zE
dzkzzE
A
35.0BAOz
017.0469.0 A
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Le Comptage d’Amas
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Le nombre d’amas peut se calculer théoriquement (bcp approximations) :
Les simulations N-corps complètent les prédictions :
Définition de la fonction de masse des halos :
X=cosmo+collapse non linéaire+algorithme recherche d’amas
simulations :
Cette fonction de masse est très sensible à la cosmologie (Volume+croissance):
1ln
),();,(
d
zMdnMXzf X
38.01 61.0ln
315.0)(
ef
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Les lentilles gravitationnelles
(fortes et faibles)
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Les lentilles fortes
Observables cosmologiques : rapports de distances
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Les lentilles faibles : le cisaillement gravitationnel
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2 quantités importantes :
* La convergence κ : magnification isotrope (cercle => cercle +/- gros)
* Le cisaillement γ : magnification anisotrope (cercle => ellipse)
Observable principal :
fonction de corrélation à 2 points de l’ellipticité des galaxies
2
Si on compare les mesures à z (tomographie) : cartographie 3d de la DM
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Les vitesses de chute des galaxies
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Les vitesses de chutes des galaxies vers le maximum de densité
introduisent une distorsion dans l’espace des redshifts (direction radiale)
Méthode : Mesure la fonction de
corrélation dans les
directions transverse et radiale
seul π est affecté
comptage ngal dans bins
vs
prr
),( pr
),( pr
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Le taux de compression/distorsion dans
la direction π est proportionnelle à f/b
où biais matière - galaxies
Taux de croissance :)()( zzf m
)(zm
Avec une connaissance
(extèrieure) de
on en déduit des
contraintes sur
l’index de croissance
Contraintes futures: Test RG !!
DGP
RG
/gb
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Les autres sondes cosmiques
Géométriques :
propriétés intrinsèques des galaxies :
spirales : «diamètre étalon» : dA(z)
elliptiques : «horloge cosmique» : H(z)
Sursauts gamma : chandelle standard : dL(z)
Dynamiques :
Forêt Lyman-α : nuage HII asborbants : P(k,z) (haut z, non-linéaire)
Effet Sachs-Wolf Intégré
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IV: Extraction des
paramètres cosmologiques
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IV.1 : Méthode statistique
Approche fréquentiste
Méthode du maximum de vraissemblance
Application à l’étude des SNIa
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Problème général(1)•Supposons avoir mesuré N Supernovae à différent redshift
et un modèle:Nimii izm ,1),,( ),( zmm kth
Comment trouver la meilleur courbe ?
1. On cherche la courbe qui passe au plus
près de chacun des points:
Mais les points les plus mal mesurés
doivent avoir moins de poids
22
min )),(( i iik mzmD
2
2
min
),(
im
iik
i
mzm
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2. Le problème ce ramène à:
• Trouver les valeurs des k tels que 2
soit minimum
• Déterminer les erreurs sur les k a
partir des erreurs sur mi
Problème général(2)
0
k
),,( kim mfik
2
2 ),(
im
iik
i
mzm
Statistique nécessaire
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Probabilité Gaussienne•Dans toute la suite nous supposerons que les erreurs de mesure sont
Gaussiennes, i.e si l’on répète N fois la même mesure alors la
distribution des mesures suit la distribution en probabilité:
Avec valeur moyenne:
Variance ou erreur:
2
20
2
02
1),,( m
mm
m
m emmp
dmmmpmm m ),,(. 00
dmmmpmm mm ),,(.)( 0
2
0
2
dmmmp m ),,( 0
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Cas de N variables (corrélation)
•Supposons « n » mesures Gaussiennes :
)0
(1)0
(2/1
2/12/
1
)2(
1).(
mmVmme
Vm
m
mpn
n
ji mmijijV
Coefficient
de
corrélation.Déterminant
•Cas à 2 variables:
Si =0
Si =1
)()(),( jiji mpmpmmp
jmim
ji
jm
j
im
i
ji
mmmmmmmm
mm
ji emmp
))((2
)1(2
1
2
00
2
20
2
20
2
12
1),(
V est singulière )( ij mfm
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Il faut minimiser par rapport au k
Maximum de vraisemblance(=0).
Quelle est la courbe la plus vraisemblable ?
Réponse : La courbe la plus probable !
La probabilité de la courbe est définie
comme le produit des probabilités de chaque
point d’être autour de cette courbe:
n
ii
m
ik
n
i
iim
izkmim
ezmmpL11
22
2),(
2
1)),(,(
Il faut maximiser L par rapport au k 0
k
L
Comme il est plus simple de travailler avec des sommes
n
im
ikin
i
m
i
i
zmmLnLLn
1 2
2
1
),(
2
1)2()(
0
k
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Quelques propriétés du 2
Définition matricielle:
Dérivée seconde:
22
22
2
0
2
2
2
0 2)(2
)(
xxx x
xx
x
xx
ji
ijmm
V22
1
2
1
)()(. 0
1
0
1
mmVmm
m
m
m
n
alors Si
•La dérivée première du 2 donne le minimum
•La dérivée seconde du 2 donne l’inverse de la matrice d’erreur indépendante des points de mesures.
Probabilité et 2 : Par définition 2
)(2/1)()( 2
1
0
22
0
eLLLLnpLLn
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Densité de probabilité du 2
•Densité de probabilité du 2:Supposons que l’on mesure N fois
une variable x. Pour chaque mesure on a :
dx
d
xgpdxxgdp
2
222 )()()()(
2
2
2
1
ex
2
0 )(2
x
xx
2
2
02 )(
x
kk
xx
22/122
2
)(22
1)(
ep
Dans le cas de n degré de liberté
n
i x
i
k
ik
i
xx
12
2)0()(2 )(
212/2
2/
2
2
)()2/(2
1),(
e
nnp n
n
• On montre que:1. La valeur moyenne du 2 est n2. La variance est 2n
Donc, la premier test de compatibilité entre des mesures et un modèle est de vérifier que nn 22
Attention au fait que la variance est 2n
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Niveau de confiance•On définit le niveau de confiance (ou confidence level) comme la
probabilité que toute nouvelle expérience donne un 2 supérieur:
2
222 ),()(
dnpCL
10% des expériences donneront 2>16
•Définition de l’écart standard:Le résultat d’une mesure avec une erreur à « s » sigma.
22
min2
2)0(2)0( )(
ss
m
m
mmmm
•Pour 2 (ou plus) variables mesurées
simultanément un résultat à « s » écart est
défini avec le 2, mais les probabilités
dépendent du nombre de variables.
n=1, p=68%n=2, p=39%
n=2, p=68%
Pour plusieurs mesures simultanées on parle plutôt de la probabilité !!!
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p
k
min,
Changement de variablesUne fois le 2 défini sur les variables mesurées (i.e magnitude),
comment trouver les erreurs sur les paramètres physiques, k ?
)(()( 1
thth mmVmm
On développe le 2 autour du minimum:
min22
min2
minmin2
minminmin 2
1),(),( kk
lk
T
kk
k
T
kk
pn
ki
n
ki
kk
mm
=0
Si la transformation m(k) est linéaire, alors:
La dérivée seconde du 2 est une matrice symétrique positive
Les erreurs sur k sont Gaussiennes 010
kkkk U
lk
klU22
1
2
1
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Changement de variables(2)
n
im
iki
i
zmm1 2
2
2 ),(
Dans le cas simple:
Si m(k, l) est linéaire01
iiV
lk
k
m
iki
l
ik
m
n
ik
ik
lk
n
ik
k
m
iki
k
mzmmzmzm
mzmm
ii
i
)(),(),(1),(
2
1
)(),(2
2
221
22
1 2
2
Jacobien
L’erreur sur les paramètres physiques se déduit d’une simple projection sur
l`espace des k (approximation linéaire) nommée analyse de Fisher
kik
ik
kik
ik zmV
zmU
,
1
,
1 ),(),(
Indépendant
des points de
mesures
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Contour de probabilitéComme dans le cas précèdent on peut calculer le contour:
Soit à partir de 22(k)= min
2+1 EllipsoïdeSoit à partir de 1
2(mth(k))= min2+1 Courbe rigoureuse
Question: Que faire des variables que l’on ne regarde pas ?
C(m,X)2( m, X,ms,w0,w1)= min2( m, X,ms,w0,w1)+1
1. Intégration sur les variables sans intérêts: par exemple ms
2. Minimiser en chaque point les variables sans intérêts:
s
sk
ks
sk
sskk dmm
eALndmm
eLdmmpp),(2
2)(),(2
),()( 2
1
22
1
0
sskk mm ),,(min)( 22
Contour moyen ou contour espéré : simulations
Contour le plus probable : données réelles
On peut vérifier que (2) donne (1) si les points de mesures (mi)
sont sur la courbe i.e mi=m(k,zi)
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Contours—Fisher—Rigoureux
39%
—Fisher—Rigoureux
Ms,m,X fit Ms,m,X,w0 fit
Ms,m,X,w0w1
fit
0.100.0
1.00.1
1
0
w
w
5.0
8.01
33.0
06.00
00.0
0.1
w
w
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Expériences Gedanken
Ellipse:(30.42)%Contour:(39.6 2)%
Vérification statistique des contours (normalisation): Monte-Carlo
Une fois le minimum déterminé (k0) on répète N fois:
1. On tire dans les erreurs et suivant une distribution gaussienneles mi autour de m th(k
0,zi). On fait de même pour les contraintes externes.
2. On détermine le nouveau minimum par un fit et on verifie si le nouveau point et dans ou hors le contour.
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IV.2 : Résultats à partir de
l’analyse des données
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Present status :
The Universe is accelerating (seemingly) :
* Many Observations : SNIa, CMB, LSS (P(k), N(z), BAO, WL, …)
* Many Theoretical Interpretations :
Quintessence : •φ ->V(φ), φin, φin)(
)(2
2/1
2
2/1
V
Vweff
Cosmological constant / Vacuum energy : wx=wΛ=P/ρ= -1 ρΛ(z)=ρΛ0
Modifications Friedmann eq. / General Relativity :
Scalar fields :
More exotic : k-essence, phantom, quintom, φ-Matter couplings
32
0
22
)/(ln
ln
3
11 aHHH
ad
Hdw M
eff
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Too many possibilities =>
* Assume DE= Λ
03.027.023.0 M
03.08.07.0
)02.002.1( T
Perfect fluid :
Assume wX(z)=cste
ρX(z), wX(z)=PX/ρX
* Try a «model independent» approach:
1.09.097.0 Xw
Davis et al. 07 (ESSENCE)
Aldering et al. 02
Spergel et al. 06 (WMAP3+…)
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Assume DE is dynamical
Use a parameterization : eg CPL : w(z)=w0+wa (1-a) =w0+waz/(1+z)
+++ : model «independent» , simplicity, fast calculations
----- : intrinsic limitations, analysis bias, «theoretical bias»
Re: other «model independent» approaches (with own pb’s): other parameterizations,
other basic observables (H(z), q(z) (kinematic), ρX(z)/ρX(0) (dynamic)) or non-parametric tests
Riess et al. 07
Davis et al. 07 (ESSENCE)
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Whatever the method is : * the Universe is accelerating
* Λ is OK at 68%CL (at the boundary)
* DE dynamics are almost unconstrained
Riess et al. 07 Zhao et al. 06
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J. Peebles ...
“Cosmology is an attempt to draw very
large conclusions from exceedingly limited
data ...”
Astro-ph/0311435
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V: Modèles d’énergie noire
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Is ΛCDM a nice candidate ?
The Astronomer point of view : Λ is the cosmological constant
33
8)/()( 22
M
GaazH
(ΩT=1, ΩR=0)
Data : ΩΛ0.7 implying : ρΛ1/4 (0.7 ρc)
1/4 10-2 - 10-3 eV
Problem : Cosmic Coincidence i.e. why ΩM~ΩΛ ?
The Physicist point of view : Λ is vacuum energy
vacuum ground state : Lorentz inv. perfect fluid with wΛ=-1
)1,1,1,1()( diagkvacuumT ),,,(.).( pppdiagfluidperfT
Λ=
8πGρvac
Problem : UV Divergencies :4
maxEvac
« Estimations » : ρvac1/4 Emax = Mpl 1019GeV = 1028 eV
= MLHC 1 TeV = 1012 eV
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In fact, ρvac has multiple contributions (fluct.+pot. from all the fields + Λ
+ ??) : all are larger than what is measured ………
Need for a microscopic theory valid at very high energy to get a relevant
estimation of ρvac
Very high energy Physics (early universe physics) play a fundamental
role in cosmology !!!!
However :
* This Physics is unknown (eg Supergravity, String/Branes Theories (extradimensions)
. Loop Quantum Gravity ….)
* Coïncidence problem is unsolved ...
From all these motivations, numerous physicists consider several
alternatives for the Dark Energy : origin of the dynamical DE models
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Dark Energy Models and Alternatives :
Distinguishing these various interpretations is very ambitious !!
2 options :
* Right assumptions add a new dynamical component : DE
* Wrong assumptions modify the Fried./Einstein equations (noDE)
TGG N8
XMRi
iNG
H,,
2
3
8
2/1
0
)1()(133
01)1()(
z xdLnxw
XML
u
euduzczDsL MzDzm )(log5)(
Present framework : G.R. + Homo./Iso. + Expansion
Kinetic : q0<0
Dynam.: w0<-0.5, ρXcsteGeometrical tests (dL/dA : eg SNIa) : Friedmann eq.
Dynamical tests (struct. growth: eg CMB/LSS) : (DE) perturbations Λ OK ! ...
042
mNGH 1)(ln
)/ln()(
aad
adaG M
)(
))1(1(02.055.0
GRin
zw
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* modify Friedmann Eq. :
- backreactions from inhomogeneities (acceleration structure formation) (Ellis, Wetterich, Kolb, Matarese, Alimi, Buchert, Räsänen …)
- Polytropic/Cardassian models (Freese, Wang, Linder …)
(eg string, DM self interactions, k-essence)
( Chaplygin gas, « Unified DM »)
pb : in general, no prediction for the growth of structures
* modify GR :
- Scalar-Tensor theories
- modify Einstein/Hilbert action (Carroll …)
- String theories/extradimensions (cosmo+submm)(Dvali, Deffayet …)
)(2 gH
nBG
g
3
8)(
])(1[
3
8)(
*
G
g
),()(2 44 gLgxdVRgxdS iMBD
),(44
4 gLgxdR
RgxdS iM
3
)5(
22
2
2
2
1
4
1
3
8
D
Plc
cc M
Mr
rr
GH
DE indispensable ? : Models without DE
63
8
2
DD
DD
DQRG
a
a
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Some alternatives are degenerate :
Scalar-Tensor theories Theories with additional curvature terms
« back-reactions » models quintessence models ...
One can define weff for these alternatives (Linder03) :
see Linder 0601052 for the correspondance between weff and the GR alternatives
32
0
22
)/(ln
ln
3
11 aHHH
ad
Hdw M
eff
Remarks :
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Dark Energy Models :
Scalar Field(s) Models φ :
* Quintessence (Peebles, Wetterich, Steinhardt …):•
φ -> V(φ), φin, φin
few predictions
tracker solutions
11 effw)(
2
1
VL )(2/1
)(2/1
2
2
V
Vweff
0/ dzdweffIn gal :
* Phantom (Caldwell ...): large number of mod.1effw)(2
1
VL
* k-essence (Mukhanov, Damour …): non-minimal kinetic term
0/ dzdweffIn gal : and )()( VKL 11 effw
Perfect Fluid : ρX(z), wX(z)=PX/ρX
Phénomenological models
need for parameterizations ...
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* Quintom (Zhang): 2 scalar fields : Quintessence+Phantom
Avoid the « phantom divide » problem (Zhang, Hu, Caldwell …)
Huterer & Cooray
0404062
Models with φ-Matter couplings (Zhang, Peccei, Nelson, Kaplan …):
In general, many new parameters are introduced
Re : A very interesting models : φ-ν couplings
quintom/mass varying particles/...
w(z)
z
26.0
30.0
12.0
13.00
84.0
14.1
aw
w
WMAP-3
Riess07
Eisenstein05
No DE pert.
Frequentist on Data Grid
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VI: Dégénérescences
et
Analyses combinées
![Page 94: Aucun titre de diapositivevirey/SOS08-cours-JMV.pdfRepose sur 4 piliers observationels: L’expansion de l’Univers (fuite des galaxies) ... Le pic de DM initial attire les baryons](https://reader030.vdocuments.fr/reader030/viewer/2022040806/5e462af53fbf9d14aa021a76/html5/thumbnails/94.jpg)
Problèmes avec la modélisation
de l’énergie noire
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The weff approach is relatively generalw(z)=cste
weff>-1eg Linder 0402503
Question : a common approach to all these models ? (ie model independent)
Re : Some models are degenerate (ie same weff) but an important selection can be done
Are we able to distinguish the various DE interpretations ?
Theoretical models are natural in (w(z), w’(z)=dw/dlna)
Problem 1: w(z) and w’(z) are not constrained directly by observations
One need to define a parameterization for w(z) (or ρ(z) or perform non-parametric test)
Problem 2: Theoretical degeneracy :
In fact, for a particular weff(z) one can find a corresponding model in
each class (new fluid, new gravitation th., inhomogeneous models)
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Parameterization examples :
Taylor : w(z)=w0+w1 z valid at small z : ρX(z)~e3w1z
Linder/Polarski : w(z)=w0+wa (1-a) =w0+waz/(1+z)
Gerke/Efsthatiou : w(z)=w0+w’ lna =w0-w’ ln(1+z)
)'2(
)(')(
)1/()('
10
0
zz
a
a
a
wdz
dww
wwzwzw
zwzw
Problem 4 : many other parameterization, but 2 parameters only may
be constrained !! (voir prochaine partie ...)
Linder-Huterer 0505330
Problem 3: ad hoc choice for the parameterization introduce
degeneracies and bias !
Are we able to do something else ???????
![Page 97: Aucun titre de diapositivevirey/SOS08-cours-JMV.pdfRepose sur 4 piliers observationels: L’expansion de l’Univers (fuite des galaxies) ... Le pic de DM initial attire les baryons](https://reader030.vdocuments.fr/reader030/viewer/2022040806/5e462af53fbf9d14aa021a76/html5/thumbnails/97.jpg)
: Lyα+SN-gold
+SDSS+WMAP
at 95%CL
Λ is the crossing point of all the classes of models : FidΛ ???????
Some models are disconnected in this plane : distinction is possible !!!!
Barger et al. 06
Theoretical Problem / Bias : mapping (w(z),w’(z)) (w0,wa)
is a crude approximation
«Model independent» approach «parameterization dependent»
ρ
ρ
ρ
ρ
Freez
Thaw
w
w
w(z)=0
![Page 98: Aucun titre de diapositivevirey/SOS08-cours-JMV.pdfRepose sur 4 piliers observationels: L’expansion de l’Univers (fuite des galaxies) ... Le pic de DM initial attire les baryons](https://reader030.vdocuments.fr/reader030/viewer/2022040806/5e462af53fbf9d14aa021a76/html5/thumbnails/98.jpg)
Problems with the extraction of the
cosmological parameters
![Page 99: Aucun titre de diapositivevirey/SOS08-cours-JMV.pdfRepose sur 4 piliers observationels: L’expansion de l’Univers (fuite des galaxies) ... Le pic de DM initial attire les baryons](https://reader030.vdocuments.fr/reader030/viewer/2022040806/5e462af53fbf9d14aa021a76/html5/thumbnails/99.jpg)
Phenomenological problems / Analysis Bias :
Are the (w0,wa) constraints easy to obtain ? NO !
sL MzDzm )(log5)(
z
LuH
duHzczD
0
0
)()1()(
z
X zdzw
XkRM ezzzzHzH 0)'1ln()'(3
302040302
0 )1()1()1()1()/)((
Consequences :
Reduce the number of parameters ==> source of bias
Perform analysis combining several cosmological probes but
Observables <-------------------> Parameters ou
Fonctionnal form : fundamental role (w(z), q(z), ρ(z),H(z))
Degeneracies among parameters (strong correlations)
Number of parameters to fit : too large
Maor, Steinhardt et al., PRL 2002, PRD03
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Examples of Analysis Bias
with SNIa studies
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Bias due to the temporal evolution of wX
Framework : assume for the fit w(z)=cste=w0
whereas reality (Fiducial) is different (w1F=0)
Illustration : ΩMF=0.3 w0
F=-0.7 w1F=0.8 give
M=0.62±0.013 and w0=-1.55±0.19
Definitions : Bias : B(Θ) = |ΘF-Θ|
Validity Zone (VZ) : B(Θ) < σ(Θ)
Biased Zone (BZ) : B(Θ) > σ(Θ)
Non-Converging Zone (NCZ) : fit problems are detectable
Visualisation : Fiducial plane (w0F, w1
F)
SNAP stat.
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Results :
ΩM biased very quickly
w0 biased if strong variations or if w0 is closed to 0
strong prior (1%)
no/weak prior
full
ΩMMs
w0
w0
ZNC
ZB
ZV
SNAP stat.
Conclusions :
With a strong prior, the bias is reported on w0 which is now biased quickly if we are not on the w1
F=0 line
Neglecting w1 in the fitting procedure gives erroneous results on ΩM and w0
Re: assuming w0=-1 (DE=Λ) is even more restrictive !
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68.3%CL
ΩM = 0.5±0.04
ΩM = 0.27±0.04
Framework : fitting procedure where we assume ΩM = ΩM
prior ± σ(ΩMprior) whereas
reality may be different (ΩMF = ΩM
prior )
Bias from a strong prior on ΩM
Illustration :
accelerating (~best fit) : ΩMF=0.5 w0
F=-2.2 w1F=1.6
decelerating (q0F>0) : ΩM
F=0.5 w0F=-0.6 w1
F=-10
but fitted with the false prior ΩM = 0.27±0.04
Results :
correct prior : w0=w0F and w1=w1
F but large σ
(false) prior ΩM = 0.27±0.04 : w0 and w1 erroneous but close to ΛCDM Indetectable with χ2 ! (σ(w0) and σ(w1) small)
Gold data don’t have enough stat. to distinguish both models … but the false prior may induce wrong conclusions on the w0 and w1 values and their errors !!!
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Results
• This type of biases are very general and many models can be
confused with ΛCDM
• The values for w0 and w1 are brought artificially in the quadrant
w0> -1.8 and w1 >0 by the strong prior ΩM = 0.27±0.04.
• In this quadrant the errors are always small
• Q: Can we believe blindly this prior ? What is the best strategy to
extract correctly the cosmological parameters ?
Briddle et al. 04,
Conversi et al. 04
Re: Origin of ΩM = 0.27±0.04 ? From “combined”
analysis of CMB+LSS data, which assume DE=Λ ….
Relaxing some assumptions allows 0.1<ΩM<0.5
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First conclusions :
For a « pure SN » approach
- Be carreful with assumptions on functional form : e.g. w=cste
.- Be carreful with « strong priors » : e.g. on M
This choice may introduce some bias
. The origin of the prior should be controlled carefully :
hypothesis should be identical for both analysis
Wrong estimations of the central values and
under-estimation of the errors ! (undetectable !!)
See eg Steinhardt et al. Astro-ph/0411803
Perform combined analysis :
* Avoid too many assumptions
* reduce degeneracies among cosmological parameters
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The power of Combined Analysis
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An example of the power of combined analysis : C. Yèche et al. 0507170
•Mid-term scenario :
2008-2010 (before Planck)
CMB: WMAP + Olimpo (balloon experiment with good resolution and a small field)
SNIa: SNLS+SNFactory+HST
WL: CFHT-LS.
)1/()( 0 zzwwzw a • No assumption on ΩM
and dynamical w(z)
reduce prior assumptions
reduce degeneracies
but coherence test necessary
many open questions
2222
WLCMBSNT
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Another example : Constraining curvature and DE EoS simultaneously
Background : * Studies done very recently only (difficult+time consuming)
* Not done by observational collaboration
* Problems due to the «geometrical degeneracy» :
same CMB anisotropy spectrum if identical (Efstathiou-Bond 99, Huey et al .99)
ωb and ωM
primordial fluctuation spectra
shift parameter R
=> without priors, whatever CMB precision
ΩT known to 10% and ΩΛ undetermined
=> CMB analysis need priors
or combined analysis
=> problem reinforced if we enlarge
the DE parameter space (ie w=cste, (w0,wa))
)(sinh
1
)31(42rAM
arw
QKM
K
K
M adaaaa
daR
Q
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Consequence => vicious circle :
assume DE=Λ and get ΩT or assume ΩT=1 and get (w0,wa)
ΩM=0.3,ΩX=0.6 ΩM=0.3,ΩX=0.74ΩM=0.3,ΩX=0.7
w0
wa
However, geometrical degeneracy very important in the (w0,wa) plane
and is strongly dependent on the density parameters Ω ’s
WMAP3 : R=1.70±0.03 (Wang-Mukherjee 06)
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It is argued that combined analysis will break these degeneracies :
This is true only partially !
Preliminary Question : Are we able to detect the «wrong» hypothesis
DE=Λ or ΩT=1, when performing a combined analysis ?
Answer : Not always, so the vicious circle is dangerous for the
interpretation, even with future high precision measurements !
Illustrations of the problems with SN + CMB (R) + BAO (A)
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Illustrations with long term scenarios
Assume DE=Λ and get ΩT
ΩMF=0.2 ΩX
F=0.7 (ΩTF=0.9)
w0F=-0.9 wa
F=0.9
The χ2 is low : pb undetectable !
We confuse a dynamical non-flat
DE model with flat ΛCDM !!!
Assume ΩT=1and get (w0,wa)
ΩMF=0.3 ΩX
F=0.72 (ΩTF=1.02)
w0F=-1 wa
F=0 (DE=Λ )
The χ2 is low : pb undetectable !
We confuse a non-flat ΛCDM model
with a flat dynamical DE model !!!
Even with combined analysis at high precision, relax assumptions to avoid bias !
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Present CMB+LSS+SN
data give almost no
constraints on DE EoS
when priors are relaxed
Data : CMB(WMAP3)+LSS(P(k):SDSS+2dF)+SNIa(SNLS,Gold)
Cosmological parameters:
)10log(,,,
,,,,,
10
0
22
ska
sscb
Aww
nhh
We use priors:
)08.072.0(
h
002.0022.02
hb
GyrtGyr 2010 0
Combined analysis: present data & relaxed priors
constraints on curvature and DE EoS
SNAP
2015-2020
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Problems to
distinguish Dark Energy models
(sequel)
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Knowledge of (w0,wa) is suficient to distinguish the various DE models ?
Unfortunately the answer is NO !
Separation of some classes, but models of very different nature stay
degenerate :
eg back-reactions Quintessence
In fact, for a particular weff(z) one can find a corresponding model in
each class (new fluid, new gravitation th., inhomogeneous models)
First tentative of solution :
compare constraints on (w0,wa) from different tests :
Geometrical tests (distances, background)
vs
Tests of the growth of structures (perturbations)
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Manifestation of the DGP model (extra-dimensions) when General
Relativity is assumed (+ classical assumptions on primordial fluctuations)
Problem :
other sources of bias (analysis, astrophysical and theoretical) may
produce similar inconsistencies ...
Ishak et al.
astro-ph/0507184
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Other interesting approaches :
parameterize the growth function :
Linder-Cahn 07
mix various tests :
Uzan 04, Bean-Carroll-Trodden 06
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On est au début de l’interprétation cohérente des données
On espère que les futurs grands sondages :
* sol : LSST, DES
* espace : JDEM/SNAP (NASA/DOE), EUCLID (ESA/CNES)
permettront de séparer la véritable origine de l’accélération cosmique
des 3 grandes classes d’interprétation :
* nouveau fluide * modification gravité * effets des inhomogénéités
Les différentes méthodes statistiques sont au cœur des analyses
permettant de réaliser cette distinction !
CONCLUSION
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Les méthodes Bayesiennes sont de plus en plus courantes en cosmologie
L’exploration de l’espace des paramètres se fait par des chaînes de
Markov (MCMC=Markov Chain Monte Carlo)
Les intervalles «de confiance» et de «crédibilité» diffèrent peu selon la
technique utilisée
La sélection de modèles reste très débattue : forte dépendance sur les a
priori