Observations de la Matière Noire

Françoise Combes

Observatoire de Paris

(Luminy Septembre 02)

Quelques points abordés

Courbes de rotation

forme 3D des halos (polar rings, shells, etc..)Aplatissement, Flare, warp

Jusqu'où s'étendent les halos ?

Relation de Tully-Fisher

Matière noire baryoniqueDistribution ?

Couplage matière noire/ gaz atomiqueGaz H2 froid

Courbes de rotationNouveaux échantillons très vastes de galaxiesAvec des images en bande I, champs de vitesses 2D Halpha

Mathewson et al (1992), Buchhorn (1994)500 courbes rotation (but: Grand attracteur)

Palunas & Williams (2000)Les modèles de Maximum disk, avec un rapport M/L constantreproduisent toutes les courbes de rotation

Pas besoin de matière noire sur tout le disque optiqueSeulement pour les parties externes en HI-21cm

Conspiration? Courbes de rotation pas tellement plates, dépendant du type morphologique (Casertano & van Gorkom 1991)

Buchorn 1994

Great attractorproject

Halpha VelocitiesI-band images

552 galaxiesmore than 90% compatible withconstant M/L Details of the spiral structure retrieved in the rotation curve

Buchorn 1994

Forme générale de tous les potentiels?

Courbe de rotation universelle ?

(Persic & Salucci 1996)

Si normalisée à un rayon caractéristique

mais R23.5/rd n'est pas constant, plus grand dans les galaxies à faible Vrot

(Palunas & Williams 2000)

Palunas & Williams2000

Densités de surface

=>Profils de vitesses

Soit DM négligeable,soit très couplée àla matière

Palunas &Williams2000

R23.5/rd

0

R23.5/rd

MI

M/L

Type

MI

V4

2.4

Persic & Salucci 1996

RC slope

M V

M –23.2to –18.5

V 300 to 76

Casertano & van Gorkom 1991Fin de la conspiration?

Dwarf Irr : DDO154 the prototype

Hoffman et al 2001

Carignan & Beaulieu 1989

Hoekstra et al (2001)

DM/HI

In average ~10

Courbes de rotation

DM distribution radiale identique à celle du gaz HI

Le rapport DM/HI dépend légèrement du type(plus grand pour les early-types)

NGC1560

HI x 6.2

Combes 2000

Forme 3D des halos

Dans le plan de la galaxie: axisymétrique

Orbites HI versus largeurs en vitesse(Merrifield 2001)

Si non-circulaire, on s'attend à plus de scatter dans la relation de Tully-Fisher (qui n'est pas observé)

IC2006 (Franx et al 1994)Aplatissement seulement perpendiculaire au plan

Flaring du plan HIDispersion de vitesse, perpendiculaire au plan ?

Forme 3D des halos de DM

Non-baryonique: 1/2 oblate, 1/2 prolate, c/a =0.5, b/a=0.7Distribution maximise à E5 (E-gal à E2)Dubinski & Carlberg (91)

+ infall de gaz dissipatif: concentre encore plus les halosForce la forme oblate c/a=0.5 b/a > 0.7(Dubinski 94, Katz & Gunn 91)

Dissipatif très aplati, sauf flaringCandidat du gaz froid

Galaxies à Anneaux Polaires PRG

Par collision?

Par accrétion?

Formation de PRG par accrétion

Bournaud& Combes2002

NGC 4650A

NGC 660

Formation de PRG par collision

Tully-Fisher pour les PRG

TF dans la bande I

TF dans la bande K

Iodice et al 2002

Tully-Fisher pour les SO

Bournaud & Combes 2002

SO "Mass" TF

NGC 4650A detailed model

Combes & Arnaboldi1996

Méthode du flaring HI

Comme les courbes de rotation renseignent sur la DM, la hauteurdu plan en z renseignent sur la forme à 3D de la DM

hHI = fonction de DM (z=0) et vitesse z (HI)

Les galaxies de face ont z (HI) ~ 10km/s

NGC 4244: DM aplatie (Olling 1995, 96) q=c/a = 0.2NGC 891 aplatie aussi (Becquaert & Combes 1997) q=0.2

Le problème: dépend beaucoup de la masse DM à l’extérieur

z

Jusqu’où s’étend le halo?

Grandes incertitudes:Y-a-t-il de la masse après la courbe HI?Le HI s’interrompt brutalement, par ionisation

Si le halo est aplati, la masse à l’extérieur domine le potentiel àl’intérieur

Paradoxalement, pour la même courbe de rotation, la solution « halo maximum » est plus ronde que la solution « disque maximum »

Avec troncature, le halo est beaucoup plus aplatiN4013 q=0.1, M31, q=0.2(Becquaert et al 98)

Bland-Hawthorn et al (97) H suggère une troncation

Résultats des diverses méthodes•Polar ring: mais le disque polaire est très massif,et la matière noire alignée dans le plan polaire

•HI-flaring: suppose une dispersion de vitesse ~10km/s

•X-ray isophotes

Caveat: la troncature du halo fait une énorme différence:Jusqu'où s'étendent les courbesde rotation?(Bland-Hawthorn et al 97)

Statistics of 3D-shapes

Combes 2002

Extension des queues de marée

Les AntennesToomre & Toomre1972

Hibbard

Simulations numériques(Dubinski et al 1996)

La longueur des queues de marée contraint la quantité de matière noireet surtout sa concentration

Matière noire locale

Beaucoup de travaux avant Hipparcos étaient contradictoiresBahcall (1984) 1/2 de la matière locale est noireBienaymé et al (87) et Kuijken & Gilmore (89) Compatible avec aucune matière noire

Bahcall et al (1992): 53% plus de DM que d'étoiles visibles Crézé et al (98) d'après Hipparcos pas de matière noire dans le disque

Mais: densité stellaire = 0.04 Mo/pc3, densité totale 0.08 Mo/pc3

Hypothèse d'homogénéité et stationnarité

Aucune n'est satisfaite (bras spiraux, évolution..)

Matière Noire Baryonique requise

La nucléosynthèse contraint la quantité de baryons

b ~ 0.01 - 0.09 ou 0.023 h-2 (Walker et al 1991, Smith et al 1993)

Valeur confirmée par les anisotropies CMB (Boomerang)

La matière visible est seulement * ~ 0.003 (M/L/5) h-1

(+0.006 h-1.5 pour le gaz chaud des amas)

90% des baryons sont noirs

Objets compacts: naines brunes, trous noirs

Collaborations MACHOS, EROS: Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000Après 6 ans, 12 106 étoiles dans le LMC13-17 candidats (>> 2-4 attendus des étoiles visiblesdurées 34-230 jours

<20% de la DM (< 50kpc) pourraient être en MACHOS

Masse = 0.5 (+0.3 - 0.2) Mo

Les objets < 0.03Mo contribuent moins que 10%

et même < 1% selon Freese et al 1999

Que sont ces objets compacts de 0.5 Mo?

•Non visibles (excellentes limites dans le HDF, Flynn et al 96)Extrêmement froids: bleus? (Hodgkin et al 00, Ibata et al 00)

•Galaxies extérieures: NGC 5907; Sackett et al 1994(extension rouge, qui pourrait être un warp, des débris de marée

Seules des naines blanches, avec de sérieux problèmes:•IMF en fonction , pour éviter les naines brunes et les SN avec production de métaux (Carr 1994)•Trop de luminosité dans le passé (Charlot & Silk 95), mais absorptionpar la poussière incertaine

•Opacité des Tev -rays contraint le DIRB venant des naines blanches(Graff et al 99, Freese et al 99) WD < 0.003 h70

-1

•production de métaux (et aussi He)•Binaires de naines blanches (X-rays)

Seul autre candidat: le gaz

Gaz chaud ou gaz froid?

Gaz chaud associé aux nuages Ly-alpha. Mais seul est observéle gaz neutre (se recombinant), et ce n'est qu'une faible fraction

Hypothèse requise sur le rapport du gaz ionisé (non observé) au gaz neutre est au moins 104

==> Pas sûr que ce soit suffisant

Le gaz moléculaire froid

1- Prolongation du disque de gaz visible, avec flaring+rotation(Pfenniger et al 94, Pfenniger & Combes 94)

2- Amas de naines brunes + H2 dans le halo(Gerhard & Silk 96, de Paolis et al 97)

Avantages: la matière noire peut se transformer en étoiles,Et expliquer l’évolution le long de la séquence de Hubble

•Structure fractale de l’ISMen équilibre avec le CMB T ~ 3 (1+z) K•Optiquement mince dans le visible (peu de poussière)épais dans les raies H2 (cf Gunn-Peterson effect)

Evolution le long de la Séquence de Hubble

1- Rapport bulbe/disque La concentration de masse croît (irréversible)

2- Pourcentage de masse de gaz décroît

3- Masse totale croît, de Irr /Sc à S0

4- Pourcentage de matière noire décroît(Casertano &van Gorkom 91, Broeils 92)

5- Les spirales s’enroulent (Sc plus ouvert)

Distributions radiales de gaz

Distributions radiales de quelques composants dans la spirale NGC6946

CO suit une exponentielle, commetout composant lié à la formation d’étoiles•Radio Continuum•Luminosité Bleue•H-alpha

Seul HI est différent

N(H2) est 10 fois N(HI) au centre

La molécule H2

• Symétrique, pas de dipôle• Transitions quadrupolaires ΔJ = +2

• Molécule légère => faible moment d’inertie niveaux d’énergie élevés

• Para (J pair) et ortho (J impair) les deux molécules sont comme deux espèces différentes)

Distribution H2 dans NGC891 (Valentijn, van der Werf 1999)

NGC 891, Raies de pure rotation H2 S(0) & S(1)

Raie plus basse en énergie S(0) plus large en vitesse

Formation par fragmentation de Jeans récursive?

Façon simple pour former un fractal hiérarchique

ML = N ML-1

rLD = NrL-1

D

α = rL-1/rL= N-1/D

cf Pfenniger & Combes 1994

D=2.2

D=1.8

Masse projetée échelle log (15 mag)

N=10, L=9

Facteur de remplissageen surface

Forte fonction de D

< 1% à D=1.7

Pfenniger & Combes 1994

Gaz dans les parties externes

Le gaz dans les parties externes est observé stable envers laformation d’étoiles, mais pas envers les perturbations gravitationnelles

Exemples de HI-21cm, avec beaucoup de structures à petiteéchelle, et une structure spirale à grande échelle (cf M101, NGC 2915, etc..)

Conditions similaires dans les LSB

Densité en volume? Flaring? Linéaire, R2, ou exponentiel

==> Formation d’étoiles et stabilité gravitationnelle: pas le même critère

NGC 2915ATCA HI

Regular rotationBureau et al 99

Bar +spiral

Q > 5no instability

Si la matière noire est dans le disque, cela résoud le problème decréer les instabilités observées (barre + spirale)

Mais alors, si le disque est instable, pourquoi ne forme-t-il pas d’étoiles?

Autre critère prenant en compte la densité de volume?

Distribution warpée du HI dans NGC 2915

La halo noir pourrait être triaxial, et précesser très lentement?(Bureau et al 1999)

Accrétion de gaz externeRenouvellement des barres, grâce à l’accrétion de gaz(Bournaud & Combes 2002)Une galaxie est en continuelle évolution, et accrète de la masse toutau long de sa vie Processus auto-régulé, à travers les barres et les interactions

Le rapport Mbulbe/Mdisque et la fraction de gaz évoluentet le type morphologique peut osciller

Sans

Avec accrétion

Avec accrétion

Sans

Bournaud & Combes 2002

Pour expliquer que la plupart des galaxies sont barrées aujourd’hui,il faut un fort taux d’accrétion de gaz

Une galaxie double sa masse en 10 Gans

Evolution des galaxies par accrétion de gaz

Toute galaxie sera barrée, ou active, (ou les deux), et passera un certain temps comme early-type ou late-type

Histogramme de Qbarre Block et al 2002

Solid: observedDash: with accretionDots: without

Same with bar fromaxis ratio

Block, Bournaud, Combes, Puerari, Buta 2002

Matière noire dans les amas de galaxies

Dans les amas, le gaz chaud domine la masse visibleLa majorité des baryons sont devenus visibles?

fb = b / m ~ 0.15

La distribution radiale noir/visible est inverséeLa masse devient de plus en plus visible avec le rayon

(David et al 95, Ettori & Fabian 99, Sadat & Blanchard 01)

Fraction en masse du gaz varie de 10 à 25% selon les amas

Distribution radiale de la fraction de gaz chaud fg dans les amasL’abscisse est la densité moyenne dans le rayon r, normaliséeà la densité critique (Sadat & Blanchard 2001)

Conclusions

•La matière noire ne domine pas dans les disques optiquessauf pour les galaxies naines et LSBPas de concentration, pas de cusp

•La forme à 3D est encore incertaine. La méthode des PRG estpeut être la plus prometteuse?HI flaring: dépend beaucoup de la troncature

•Extension des halos: statistique sur le lensing?

•Une grande partie de la matière noire dans les galaxies pourraitêtre baryonique, influant considérablement sur l'évolution desgalaxies