Naissance des galaxies et le problème de la matière noire

Françoise CombesObservatoire de Paris

Versailles, Mardi 18 Octobre 2005

Le ContexteBig-Bang

Recombinaison 3 105yrs

Age Sombre

1ères Etoiles et QSO 0.5Gyr

Renaissance Cosmique

Fin de l’âge sombreFin de reionisation 1Gyr

Evolution des Galaxies

Form système solaire 9Gyr

Astronomes aujourd’hui 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'UniversObservations des SN Ia

Lentillesgravitationnelles

WMAP

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

Pic acoustique baryonique

Eisenstein et al 2005

Ondes détectées aujourd’huidans la distribution des baryons

50 000 galaxies SDSS

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

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 Mattière

> ct ~(1 + z) -2 ~(1 + z) -1

< ct ~ cste ~(1 + z) -1

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

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

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

Fluctuations de densité

Tegmarket al 2004

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 lois d’échelles

M R2 et 1/R

Pfenniger

Matière noire CDM

Gaz

GalaxiesSimulations(Kauffmann et al)

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)

Composants de l’Univers

Matière ordinaire: Baryons et Leptons (neutrinos)

Photons

Matière exotique: non-baryonique CDM, nature inconnueLa quintessence, le 5ème élément: énergie noire

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)

Epoque de la réionisation

Ligne de visée devantun quasar

Spectre d’absorption forêt Lyman-alpha

Ou absorption totale

Djorgovski et al 01

Simulation de la ré-ionisation

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

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

Trop de petites structures

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

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

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??