un peu de lumière sur la matière noire

60
Un peu de lumière sur la matière noire Françoise Combes Observatoire de Paris Séminaire CEA, Lundi 5 Décembre 2005 Pourquoi de la matière noire? Peut-on s’en passer? Peut-on former les galaxies dans le modèle CDM? Rôle des baryons noirs?

Upload: conley

Post on 11-Feb-2016

30 views

Category:

Documents


0 download

DESCRIPTION

Un peu de lumière sur la matière noire.  Pourquoi de la matière noire?  Peut-on s’en passer?  Peut-on former les galaxies dans le modèle L CDM?  Rôle des baryons noirs?. Françoise Combes Observatoire de Paris Séminaire CEA, Lundi 5 Décembre 2005. Big-Bang Recombinaison 3 10 5 an - PowerPoint PPT Presentation

TRANSCRIPT

Page 1: Un peu de lumière  sur la matière noire

Un peu de lumière sur la matière noire

Françoise CombesObservatoire de Paris

Séminaire CEA, Lundi 5 Décembre 2005

Pourquoi de la matière noire?Peut-on s’en passer?Peut-on former les galaxies dans le modèle CDM?Rôle des baryons noirs?

Page 2: Un peu de lumière  sur la matière noire

Le ContexteBig-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

2001 QSO z=6. absorption continue

2002 WMAPparamètres de l’universRéionisation double?

2004: HUDF (ACS)Télescope Hubble

2000-04: VLT2000-04 Chandra/XMMNAG & amas

Page 3: Un peu de lumière  sur la matière noire

Les paramètres de l'Univers

Anisotropies de l'UniversObservations des SN Ia

Lentillesgravitationnelles

WMAP

Page 4: Un peu de lumière  sur la matière noire

Supernovae à grand redshift

Page 5: Un peu de lumière  sur la matière noire

Gott et al (03)Carte ConformeLogarithmique

"Grand Mur"Great Wall SDSS1370 Mpc

80% plus long quele Great Wall CfA2

Page 6: Un peu de lumière  sur la matière noire

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!

Page 7: Un peu de lumière  sur la matière noire

Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

Page 8: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 9: Un peu de lumière  sur la matière noire

Pic acoustique baryonique

Eisenstein et al 2005

Ondes détectées aujourd’huidans la distribution des baryons

50 000 galaxies SDSS

Page 10: Un peu de lumière  sur la matière noire

Schéma de formation des structures

Fluctuations primordialesfond cosmologique

Structures filamentairessimulations cosmologiques

Galaxies baryoniquesvues avec le HST

Page 11: Un peu de lumière  sur la matière noire

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 / =

Page 12: Un peu de lumière  sur la matière noire

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)

Page 13: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 14: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 15: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 16: Un peu de lumière  sur la matière noire

Fluctuations de densité

Tegmarket al 2004

Page 17: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 18: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 19: Un peu de lumière  sur la matière noire

Pfenniger

Page 20: Un peu de lumière  sur la matière noire

Matière noire CDM

Gaz

GalaxiesSimulations(Kauffmann et al)

Page 21: Un peu de lumière  sur la matière noire

4 « phases »

4 Zoom levels

from 20 to 2.5 Mpc.

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

Page 22: Un peu de lumière  sur la matière noire

Multi-zoom Technique

Objective:

Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc)

Accretion of gas (10 Mpc)

Page 23: Un peu de lumière  sur la matière noire

Galaxies and Filaments

Multi-zoom(Semelin & Combes 2003)

Page 24: Un peu de lumière  sur la matière 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?

Page 25: Un peu de lumière  sur la matière noire

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)

Page 26: Un peu de lumière  sur la matière noire

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)

Page 27: Un peu de lumière  sur la matière noire

Epoque de la réionisation

Ligne de visée devantun quasar

Spectre d’absorption forêt Lyman-alpha

Ou absorption totale

Djorgovski et al 01

Page 28: Un peu de lumière  sur la matière noire

Simulation de la ré-ionisation

Page 29: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 30: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 31: Un peu de lumière  sur la matière noire

Gaz chaud dans les filaments

WHIM

ICM

DM

Détection de OVI en X-ray?

Page 32: Un peu de lumière  sur la matière noire

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?

Page 33: Un peu de lumière  sur la matière noire

Prédictions LCDM: cusp versus core

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

Page 34: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 35: Un peu de lumière  sur la matière noire

Hoekstra et al (2001)

DM/HI

En moyenne ~10

Page 36: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 37: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 38: Un peu de lumière  sur la matière noire

Trop de petites structures

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

Page 39: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 40: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 41: Un peu de lumière  sur la matière noire

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)

Page 42: Un peu de lumière  sur la matière noire

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...

Page 43: Un peu de lumière  sur la matière noire

Perseus H (WIYN) and CO (IRAM)

H, Conselice 01 Salome, Combes, Edge et al 05

Page 44: Un peu de lumière  sur la matière noire

Amas de PerséeFabian et al 2003

Page 45: Un peu de lumière  sur la matière noire

Ondes sonores dans Perseus Le plasma relativiste des jets radio comprime le gaz chaudet provoque des ondes sonoresFabian et al 03

Page 46: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 47: Un peu de lumière  sur la matière noire

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)

Page 48: Un peu de lumière  sur la matière noire

Galaxies Polar Ring (PRG)

Les PRG consistent en un hôte early-type avec autour gaz+étoiles perpendiculaires

L’anneau polaire ressemble à une « late-type » beaucoup de gaz HI, jeunes étoiles, couleur bleue

Unique occasion de tester la forme 3D duhalo de matière noire

Mais comment relier la DM du PRG à celle duprogéniteur spiral?

Scénarios de formation NGC4650A

Page 49: Un peu de lumière  sur la matière noire

Formation des Polar Rings

Par collision?Bekki 97, 98

Par accretion?Schweizer et al 83Reshetnikov et al 97

Page 50: Un peu de lumière  sur la matière noire

Formation of PRG by collision

Bournaud & Combes 2003

Page 51: Un peu de lumière  sur la matière noire

Formation of PRG by accretion

Page 52: Un peu de lumière  sur la matière noire

Tully-Fisher des PRGs

TF in I bandIodice et al 2002

AM2020-504

UGC4261

Page 53: Un peu de lumière  sur la matière noire

Les anneaux non-circulairesLes deux composants sont vus par la tranche (effet de sélection)

V observée du PR est minimum, Quand la DM est aplatie dansLa galaxie hôte

Plus il y a de DM, plus l’anneau PR est excentrique

Page 54: Un peu de lumière  sur la matière noire

TF des galaxies hôtes des Polar Ring

Spiral galaxies

hosts

PRs

Page 55: Un peu de lumière  sur la matière noire

Implications de la TF des PRGs

La plupart des PRGs ont besoin de DM, alignée le long du disque polaire

Seulement 2 cas, où l’anneau est léger, peuvent être expliquéssans DM, avec la masse visible aplatie le long de l’hôte

Avec de la DM sans collision, les deux scénarios produisent soitdes halos sphériques, soit alignés le long de l’hôte

Si une grande fraction de la DM des galaxies est dissipativeil est possible de rendre compte de l’aplatissement le long du PR

Une grande fraction doit être du gaz

Page 56: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 57: Un peu de lumière  sur la matière noire

Courbes de rotation multiples..

Sanders & Verheijen 1998, tous types, toutes masses

Page 58: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 59: Un peu de lumière  sur la matière noire

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

Page 60: Un peu de lumière  sur la matière noire

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??