Matière noire, Trous noirs, et Formation des galaxies

Françoise Combes

Observatoire de Paris

Séminaire ENS, Jeudi 20 Janvier 2005

Le ContexteBig-Bang

Recombination 3 105yrs

Dark Age

1st Stars and QSO 0.5Gyr

Cosmic Renaissance

End of the dark ageEnd of reionization 1Gyr

Galaxies evolve

Solar system forms 9Gyr

Astronomers today 13Gyr

2001 QSO z=6. SDSSEffet Gunn-Peterson

2002 WMAPparamètres de l’universRéionisation double?

2004: HUDF (ACS)[HDF 95 & 98]1er résultats Spitzer

2000-04: VLT2000-04 Chandra/XMMAGN & clusters

Les paramètres de l'Univers

Anisotropies de l'Univers

Observations des SN IaLentilles gravitationnelles

Supernovae à grand redshift

Gott et al (03)Carte ConformeLogarithmique

"Grand Mur"Great Wall SDSS1370 Mpc

80% plus long quele Great Wall CfA2

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'astres, 100 000 Quasars1/4 de la surface du ciel (2.5m telescope) En cours!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) Terminé!

Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

2dF et les modèles

m h = 0.2 est favoriséb/m = 0.15

Soit m = 0.25, = 0.75Peacock (2003)

Spectre de puissancedu 2dF-GRS

+meilleur fit du -CDM

Schéma de formation des structures

Fluctuations primordialesfond cosmologique

Structures filamentairessimulations cosmologiques

Galaxies baryoniquesvues avec le HST

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 / =

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)T/T ~ 10-5 à grande échelle

Les structures se développent comme le rayon caractéristique ~ R(t) ~ (1 + z)

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

Origine des fluctuations

Théorie de l'inflation

On suppose le spectre indépendant d'échelle,et la loi de puissance est telle que les perturbations entrenttoujours l'horizon avec une égale amplitude

/ ~ M/M = A M-a

Formation hiérarchiqueDans le modèle le plus adapté aujourd'hui aux observationsCDM (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, formationhiérarchiqueAbel & Haiman 00

Les fluctuations peuvent être adiabatiques ou isothermes (isocourbure)mais elles sont amorties, s'il existent des particules relativistesqui participent à ces perturbations3 1013 (h2)-5/4 Mo (Silk 1968)

Les plus grandes masses à devenir non-linéaires après la recombinaison(z=1500) sont M ~ 106-8 Mo (selon n, et compatible avec 1014Mo non-linéaires aujourd'hui)

Spectre de masse supposantP(k) ~k aux grandes échelleset P(k) tilted n= -3aux petites échelles (Peebles 82)

Croissance jusqu’à l’horizonL’univers est dominé par le rayonnement au début, et les structuresne croissent que si la matière et le rayonnement sont couplésPour cela, il faut des structures > horizon, pour lesquelles les photonsn’ont pas eu le temps de sortir

Taille caractéristique: horizon à l’égalité de densitématière-rayonnement

Peacock (2003) T2= k-n P(k)

Fluctuations de densité

Tegmarket al 2004

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

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(Lacey & Cole, 93, 94)

Ils sont de moins en moins denses

M R2 et 1/R

Pfenniger

Matière noire CDM

Gaz

GalaxiesSimulations(Kauffmann et al)

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)

4 « phases »

4 Zoom levels

from 20 to 2.5 Mpc.

z = 3. (from. z=10.)

Multi-zoom Technique

Objective:

Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc)

Accretion of gas (10 Mpc)

Galaxies and Filaments

Multi-zoom(Semelin & Combes 2003)

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, Fayet, Silk 04, 511kev INTEGRAL)

Actions (solution to the strong-CP problem, 10-4 ev)Trous noirs primordiaux?

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 majeursMACHOS --> MACDOS (objets du disque)(Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000, Tisserand et al 2004)

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)

Premières structures de gaz

Après recombinaison, GMCs de10 5-6 Mo collapse et fragmententjusqu'à 10-3 Mo, H2 cooling efficace

L'essentiel du gaz ne forme pas d'étoiles mais une structure fractale, en équilibre statistique avec TCMB

Formation d'étoiles sporadique

après les premières étoiles, Ré-ionisation

Le gaz froid survit et sera assemblé dans des structures à plusgrande échelle pour former les galaxies

Une façon de résoudre la "catastrophe de refroidissement"

Régule la consommation du gaz en étoiles (réservoir)

Masse ~ 10-3 Modensité ~1010 cm-3

taille ~ 20 AU

N(H2) ~ 1025 cm-2

tff ~ 1000 yr

Caractère adiabatique:la durée de vie est bienplus longue

Fractal: les collisionsmènent à la coalescence, chauffage, et à unéquilibre statistique(Pfenniger & Combes 94)

Nuages H2 froidet Matière noire baryonique

90% des baryons sont invisibles(nucléosynthèse primordiale)

Autour des galaxies, la matière baryonique domine

La stabilité du gaz H2 froid est dueà sa structure fractale

Gaz sombre dans le voisinage du soleil

Largement facteur 2 (ou plus)Grenier et al (2005)

Poussière détectée en B-V(par extinction)et en émission à 3mm

Emission Gamma associéeau gaz sombre

Gaz chaud dans les filaments

WHIM

ICM

DM

Détection de OVI en X-ray?

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?

Prédictions LCDM: cusp versus core

Loi de puissance de la densité ~1-1.5, observations ~0

Prédiction de cuspides au centre des galaxies

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)

Hoekstra et al (2001)

DM/HI

En moyenne ~10

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

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

Eviter la friction dynamique

CDM

GAZ

Si le gaz tombe régulièrement(phase froide) sur les galaxies,le moment angulaire sera moinsperdu dans les fusions parfriction dynamique

L’accrétion se fait tardivement

Même processus que le feedback, mais peut-être plus efficace(Gnedin & Zhao 02)

Le gaz, indépendant, n’est plusSoumis à la friction

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

Influence du Feedback

Thacker & Couchman (2001) Conclusion: ne résoud pas le problème pas assez de résolution?

5e15erg/gadiabatiquependant 30 Myr

empêchant laformation d'étoiles

Le gaz au-dessus dela courbe ne peut pas se refroidir

Trop de petites structures

Aujourd’hui, les simulationsCDM prédisent 100 foistrop de petits halos autour desgalaxies comme la Voie Lactée

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

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

Distribution de la fraction de gaz chaud fg dans les amasL’abscisse est la densité moyenne au rayon r, normalisée à la densité critique La masse noire est plutôt vers le centre (baryons noirs au centre)

Flux de refroidissement dans les amas

Temps de refroidissement < temps de Hubble au centre des amas Flux de gaz, 100 à 1000 Mo/yr

Mystère: le gaz froid ou les étoiles formées non détectées?

Aujourd’hui, les flux ont été divisés par 10 et le gaz est détectéEdge (2001) Salomé & Combes (2003) 23 galaxies détectées

Résultats Chandra et XMM: flux de refroidissement régulés

Processus de ré-chauffage, feedback du au noyau actif ou trouNoir central: chocs, jets, ondes sonores, bulles...

Perseus H (WIYN) and optical (HST)

H, Conselice 01

Ondes sonoresdans Perseusavec Chandra

Fabian et al 2003

Abell 1795: sillage de refroidissement

T(cool) 300 Myr (Fabian et al 01)

200 Mo/yr pour R < 200kpc (Ettori et al 02)

= temps dynamique d’oscillation

60kpc filament H (Cowie et al 85)à V(amas)Sillage de refroidissementLa galaxie cD à V=374km/s w/o amas

A1795: CO(2-1) carte intégrée

Correspondance étroite entre l’émission CO(2-1) et les raies H +[NII] (grey scale)Jets radio: contours 6cm van Breugel et al 1984Le noyau actif crée des cavités dans le gaz chaud Refroidissementsur le bord des cavités, où CO et H sont observés(Salomé & Combes 2004)

Relation Trous Noirs-Galaxies

Bleu: vitesses stellaires Vert: vitesses du gazRouge: disques de masers H2O, OH..Gebhardt et al 00, Ferrarese & Merritt 00

Mbh = 0.2% Mbulge

MOND: MOdified Newtonian Dynamics

Loi de la gravité modifiée, ou loi de l’inertie

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

Courbes de rotation multiples..

Sanders & Verheijen 1998, tous types, toutes masses

MOND: fit des data WMAP

Fit par MOND(avec aucune-CDM) despics acoustiques(S. Mc Gaugh 03)

Fit avec CDM + Inclut une masse des neutrinos de ~ 1 ev

Problème quadrupole et octopole

A grande échelle, faible amplitude observée (quadrupole et octopole)

Un univers fini, qui imposeune taille maximale auxlongueurs d’onde autorisées:Univers dodécaédriquede PoincaréLuminet et al 2003

Développements récents pour MOND• Friction dynamique: accrue (Ciotti & Binney 04) Trous noirs et

amas globulaires spiralent au centre en tdyn; les amas de galaxies devraient montrer de la ségrégation

• 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

ConclusionParamètres de l’Univers: m=0.3, 15% baryons, 85% ??

Le modèle de matière noire CDM, avec = 0.7 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??