Cosmologie˜
Les grandes structures de l’Univers
Edouard Audit, DAPNIA/SAP
Le Contexte
Modèle de «concordance» de la cosmologique
ΩT ≈ 1, Ω≈ 0.7, ΩM ≈ 0.3, h0 ≈ 0.65
On semble converger sur l’essentiel …
… reste à préciser les 97% restant.
Comprendre les mécanismes physiques de la formation des grandes structures
Contraindre les modèles cosmologiques
Ω0 , H0 , Λ …
?
Modélisation numérique de la formation desgrandes structures
Z=5
Modélisation numérique de la formation desgrandes structures
Z=1
Modélisation numérique de la formation desgrandes structures
Z=0
Les ingrédients physiques
Conditions initiales: – un spectre de fluctuations ( fluctuations quantiques portées aux échelles cosmiques grâce à l’inflation.)– un modèle cosmologique
Composantes non collisionnelles: la matière noire (CDM, WDM ?), les étoiles Vlassov-Poisson
Composantes dissipatives: le gaz (chaud, froid, très froid) Euler-Poisson
Ingrédients supplémentaires: Le refroidissement (atomique&moléculaire) La formation d’étoiles et son influence sur le gaz. La retro-action des supernovae ……
Ceci permet de décrire la formation des galaxies, depuis la fin des âges sombres jusqu’à aujourd’hui par une approche « ab-initio »
50 h-1 Mpc
12.5 h-1 Mpc
3 h-1 Mpc
~ 50 h-1 kpc
750 h-1 kpc
Un problème multi-échelles et multi-physiques
Maillage adaptatif (code RAMSES du DAPNIA/SAP)
Les simulations permettent d’aborder la physique complexe et non-linéaire de la formation des structures
Elles sont indispensables à la préparation et à l’exploitation des grands relevés observationnels.
Fonction de corrélation, nombre d’amas, de galaxies, taux de formation stellaire, morphologie des galaxies …..
Le projet HORIZON
•Etude numérique de la formation des galaxies dans un cadre cosmologique.
•Développer des techniques de pointe en programmation parallèle
•Rassemble la communauté au niveau national
•Donner à la communauté française un accès convivial à des résultats de simulations de haut niveau.
Taux de formation d’étoilesmodélisation VS. observations
Herschel (2007)
• Télescope de 3.5m de diamètre• Orbite au point L2 • 3 instruments pour le submillimétrique:
– HIFI: spectroscopie haute résolution 100-600 µm
– PACS: Imagerie et spectro-imagerie à dans la bande 60-200 µm
– SPIRE: Imagerie et spectro-imagerie dans la bande 200-600 µm.
Le SAp a l'entière responsabilité de l'imageur de PACS (participation du LETI et du SBT )
Sur SPIRE le SAp construit une partie de l'électronique
Lancement le 15 février 2007
JWSTJWST: Le successeur de Hubble dans l’Infrarouge
• Un miroir de 6,6 m
• Lancement en 2011 mission de 5 à 10 ans
INSTRUMENT MIRISpectro-imageur, 5-28 μm
Participation française focalisée autour du banc optique de l’imageur (détecteur intégré au RAL, UK)
Responsabilité managériale de la partie française
Responsabilité « système » de l’ensemble
Aux origines des galaxies
Reconstruire l'évolution du nombre de galaxies et du taux de formation stellaire jusqu'à z~10 (premières structures)
• Herschel est conçu pour la réalisation de larges relevés du ciel
• Le JWST a une meilleur résolution spatiale et une plus grande sensibilité
~
Ces deux expériences ont des domaines spectraux très complémentaires permettant de voir les régions de formation stellaire et l’émission visible à
très grands redshift
Les Amas de Galaxies - XMMLes Amas de Galaxies - XMM
Plus grandes structures de l’Univers
Trois composantes principales :
– Matière noire
– Gaz chaud (émission X)
– Galaxies (optique)
Physique des amas
Contraintes cosmologiques
Sous-structures apres soustraction de l'emission de l'amas principal
2 Mpc
L'amas de galaxies Coma: un amas en fusionLes amas grandissent en fusionant avec d'autres amas ou groupe des galaxies
Emission X observée avec XMM-Newton Carte de température de Coma
Blanc:chaud; rouge:froid
Physique des amas
Détermination de la distibution de la matière noire dans les amas de galaxiesavec l'approche hydrostatique en utilisant le milieu intra-amas qui émet en X
Comparaison du profil mesuré (avec barres d'erreur) avec des modèlesdifferents (profil King, CDM: NFW, et Moore et al.).
Profil de matière noire
Le relevé XMM-LSS
Couverture de 64 deg2 du ciel avec des pointés de 10 ks
Suivis optique, spectroscopique et weak-lensing
Objectif scientifique :
Cartographier l’évolution des structures jusqu’à z~1.
Contraintes Croisées
Loi d’échelle fixée pour les amasLoi d’échelle fixée pour les amas(erreur sur (erreur sur m m deux fois plus faible que WMAP)deux fois plus faible que WMAP)
mm
ww
TT**
Cosmologie fixée par WmapCosmologie fixée par Wmap
..M ~ (T/T*)2 (1+z)
Prospective X
La distribution de masse pour tester les modèles de Matière Noire Froide
L‘évolution des amas de galaxies avec le redshift.
Contraindre les paramètres cosmologiques en utilisant les amas
la physique interne des amas: - leur fusion, comparaison avec l’émission non-thermique
visible dans le domaine radio- L'entropie dans les amas: étudier le chauffage
non gravitationelle dans les amas
XEUSXEUS : satellite avec des matrice de micro-bolomètres X (Univers chaud et lointain – premiers amas)
Weak Gravitational Lensing
Mesure directe de la distribution de masse dans l’univers, sans l’intermédiaire de la lumière.
jij
iij zgdz
2
)(
Théorie
Matrice de Distortion:
Objectifs Scientifiques du Weak Lensing
Mesure de P(k,z): amplitude, forme, distorsion, évolution description du spectre en régime fortement non-linéaire;
Cartographie de la matière noire propriétés des halos (masses, profils, échelles caractéristiques) galaxies (galaxy-galaxy lensing) amas de galaxies (carte de masse; strong+weak lensing)
Mesure des paramètres cosmologiques Energie noire: le lensing, avec les SNIa, est le seul moyen actuel d’accéder aux propriétés de l’énergie noire contraintes « orthogonales » aux autres méthodes
Tests gravité à grande échelle ?Etude des galaxies lointaines (des centaines/(milliers?) d’arclets à z ~ 10 )
Le spectre du cisaillement
Évolution non-linéaire
Physique des baryons
Cosmic
Variance
Contraintes Cosmologiques actuelles
Tous les relevés cosmic shear:
Ωm= 0.30 +/- 0.1 ; σ8= 0.85 +/- 0.15 (99%)
Rhodes et al. 2003Massey et al. 2004
Le CFHTLS (170 deg2, 20 gal/arcmin2 )
• Gain CFHTLS+CMB %CMB seul:
x3 sur m, x2.5 sur 8, x2 sur h, x1.7 sur ns, s
Ωm= 0.27 +/- 0.07 σ8= 0.90 +/- 0.06 (99%)
Cosmic Shear CFHTLS (68%)
Contraintes Cosmologiques à venir
zS > 1.0
zS < 1.0
Prospective JDEM: Joint Dark Energy Mission: NASA & DOE
• collaboration NASA (75%) & DOE (25%) gérée par la NASA• ~$1B• lancement: 2014-2015• mission de ~6 ans: Energy sombre: 3 ans, temps ouvert: 3 ans
SNAP: téléscope de 2m, champ de 1 deg2• deux “programmes”: profond (15 deg2), Large (1000 deg2)
Lensing et supernovae
DUNE (Dark Universe Explorer)• téléscope de 1.2-1.5m avec une champ de ~1 deg2 • ~300MEu
Surtout du lensing
Avantages de l’espace
Reconstruction du spectre de puisssance 3-D
Paramètres Cosmologiques
Fonction de corrélation et nombre d’amas
m = 0.34 8 = 0.71 +/- 10%