Formation des Galaxies

ATELIER « ENSEIGNER l’UNIVERS »

Françoise COMBES

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Amas et superamas proches

Structures à grande échelle dans l’Univers local

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Gott et al (03)Carte ConformeEchelleLogarithmique

Grand mur SDSS1370 Mpc

80% plus grand queLe grand mur CfA2

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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‘objets, 100 000 Quasars1/4 de la surface du ciel (2.5m telescope)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)

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2dF Galaxy Redshift Survey

250 000 galaxies, Colless et al (2003)

7Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

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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 / =

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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, WMAP)T/T ~ 10-5 à grande échelle

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

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Expansion de l’Univers & redshift

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Le ciel est uniforme à =3mm

Une fois le niveau constant soustrait dipole ( V = 600km/s)

Après soustraction du dipole, la Voie Lactée, émissionsde la poussière, synchrotron, etc..

Soustraction de la Voie Lactée fluctuations aléatoires

T/T ~ 10-5

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Univers homogène et isotrope jusqu’àla recombinaison et lacondensation des structures

Dernière surface de diffusion à t=380 000 ans

Anisotropies mesuréesdans le fond cosmologique

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Résultats WMAP

m = 0.26 = 0.74b =0.04Ho = 71km/s/Mpc

Age = 13.7 GyrUnivers plat

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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 Matière

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

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

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104 z 103

NEUTRE

Rayonnement

Matière

IONISEE

~ R-3 matière ~ R-4 photons Point d’Equivalence E

Temps

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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

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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

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Fluctuations de densité

Tegmarket al 2004

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Fractales et Structure de l’Univers

Les galaxies ne sont pas distribuées de façon homogènemais suivent une hiérarchieLes galaxies se rassemblent en groupes, puis en amas de galaxieseux-mêmes inclus dans des superamas (Charlier 1908, 1922,Shapley 1934, Abell 1958).

En 1970, de Vaucouleurs met en évidence une loi universelle

Densité taille - avec = 1.7

Benoît Mandelbrot en 1975: nom de « fractal » extension à l’UniversRégularité dans l’irrégulier

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Catalogue CfA 2 de galaxies

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Densité des structures dans l’Univers

Système solaire 10-12 g/cm3

Voie Lactée 10-24 g/cm3

Groupe Local 10-28 g/cm3

Amas de galaxies 10-29 g/cm3

Superamas 10-30 g/cm3

Densité des photons (3K) 10-34 g/cm3

Densité critique (=1) 10-29 g/cm3

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Quelle est l’échelle limite sup du fractal? 100 Mpc, 500 Mpc?

Corrélations: formalisme inadéquat (on ne peut pas se servir de la densité)

Densité autour d’un point occupé

( r ) r-

Sur la figure, pente = -1 Correspondant à D = 2

M ( r ) ~ r2

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Formation hiérarchiqueDans le modèle le plus adapté aujourd'hui aux observations

CDM (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, formationHiérarchique (M/M )Abel & Haiman 00

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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

Ils sont de moins en moins denses

M R2 et 1/R

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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)

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Les paramètres de l'Univers

Anisotropies de l'Univers

Observations des SN IaLentilles gravitationnelles

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Matière noire CDM

Gaz

GalaxiesSimulations(Kauffmann et al)

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4 « phases »

4 Zoom levels

from 20 to 2.5 Mpc.

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

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Multi-zoom Technique

Objective:

Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc)

Accretion of gas (10 Mpc)

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Galaxies et Filaments

Multi-zoom

(Semelin & Combes 2003)

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Pic acoustique baryonique

Eisenstein et al 2005

Ondes détectées aujourd’huidans la distribution des baryons

50 000 galaxies SDSS

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Oscillations baryoniques: règles standard

Observateur

c z/H = D

Possibilité de déterminer H(z)

D

c z/H

Alcock & Paczynski (1979)Test de la constante cosmologique

Peut tester le biais bGalaxies/matière noire

Eisenstein et al. (2005)50 000 galaxies SDSS

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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 et al 04, 500kev INTEGRAL)

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

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Recherches directes et indirectesPourraient être formées dans les prochains accélérateurs (LHC, 14TeV)Recherche directe: CDMS-II, Edelweiss, DAMA, GENIUS, etc

Indirecte: rayons gamma de l’annihilation (Egret, GLAST, Magic)

Neutrinos (SuperK, AMANDA, ICECUBE, Antares, etc)

Direct

Indirect

Pas de détection convaincante

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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 majeurs(Alcock et al 2001, Lasserre et al 2000)

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)

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Premières structures de gaz

Après recombinaison, GMC de 105-6Mo collapse et fragmentent Jusqu’à 10-3 Mo, H2 cooling efficace

L’essentiel du gaz ne forme pas d’étoilesMais une structure fractale, en équilibre avec TCMB

Après les premières étoiles, ré-ionisation

Le gaz froid survit pour être assemblé dans les filaments à grandeÉchelle, puis les galaxies

Façon de résoudre la « catastrophe de refroidissement »

Régule la consommation du gaz en étoiles

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Depuis le Big-Bang

Big-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

Les observations remontent le temps

jusqu’à 95% de l’âgede l’Universjusqu’à notre horizon

z=10

z=1000

z=6

z=0

z=0.5

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Réionisation

Percolation progressive des zones ionisées

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Où sont les baryons?

6% dans les galaxies; 3% dans les amas (gas X)

~30% forêt Lyman-alpha des filaments cosmiquesShull et al 05, Lehner et al 06

5-10% dans le « Warm-Hot » WHIM 105-106KNicastro et al 05, Danforth et al 06

~50% pas encore identifiés!

La majorité des baryons ne sont pas dans les galaxies

WHIM

ICM

DM

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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?

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Prédictions CDM:  ’cuspide’  ou  ’cœur’

Distribution radiale de la densité de matière noire

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

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Relation entre gaz et matière noire

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)

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Hoekstra et al (2001)

DM/HI

En moyenne ~10

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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

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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

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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

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Trop de petites structures

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

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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

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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

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

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Autres solutions pour lescourbes de rotation des galaxies

La matière noire peut résoudre le problème,

mais aussi…..

Une modification de la loi de Newton

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MOND: MOdified Newtonian Dynamics

Loi de la gravité modifiée, ou loi de l’inertie (Milgrom 1983)

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

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Loi de Tully-Fisher

Luminosité ~ Vrot4

Les galaxies naines, dominéespar le gaz, vérifient aussi la relation, si l’on prend en compte la masse HI

gM2 = a0gN = a0GM/r2= V4/r2

V4 = a0 GM

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Courbes de rotation multiples..

Sanders & Verheijen 1998, tous types, toutes masses

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Problèmes de MOND dans les amas

A l’intérieur des amas de galaxies, il existe encore de la DM, quine peut pas être expliquée par MOND, car le centre de l’amasn’est que modérément dans le régime MOND (0.5 a0)

Données en rayons-X: gaz chaud en équilibre hydrostatique, et les lentilles gravitationnelles faibles (cisaillement)

MOND réduit d’un facteur 2 la masse manquanteIl reste une autre composante, qui pourrait être des neutrinos….(plus des baryons)

La fraction baryonique observée n’est pas totalement la fraction universelle (15%) attendue

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MOND et les amas

Selon la physique des baryons, du gaz froid pourrait se trouver au centre des amas (flots de refroidissement)D’autre part, les neutrinos pourrait représenter 2x plus de masse que lesbaryons

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L’amas du boulet Gaz X

Masse totalePreuve de l’existence de matière Non-baryonique?

Expliquable avec MOND + neutrinos (% habituel, Angus et al 2006)

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Abell 520z=0.201

Mahdavi et al 2007

Rouge= gaz XContours= lensingCœur de DMCoincide avec gaz X Mais pas avec les galaxies

« Cosmic train wreck »

Cas Opposé!

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Abell 520 amas de galaxies en fusion

Contours=masse totale Contours = gaz X

Comment les galaxies sont éjectées du pic CDM??

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CL 0024+17Jee et al 2007

Contours=lensing

Contours= rayons X

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Anneau Cosmique, CL0024+17

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Accrétion de gaz froid dans les galaxiesScénario conventionnel: chauffage par chocs à la température Viriel(106 K pour une galaxie de type MW)Les simulations avec plus de résolution: 2 modes d’accrétion

Le gaz froid coule le long des filaments, la fraction de gaz froid est plus grande dans les petits halos (MCDM < 3 1011 Mo)

Keres et al2005

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Accrétion froide dans les filamentsDensité du gaz froid

Température

Dekel & Birnboim (2006)

Arrêt de la formation d’étoiles Origine de la bimodalité?

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Feedback: Starburst ou AGN

Di Matteo et al 2005

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Amas dePersée

Salomé et al 2006

Fabian et al 2003

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ConclusionParamètres de l’Univers: m=0.27, dont15% baryons, 85% ??

Le modèle de matière noire CDM, avec = 0.73 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??

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MOND: fit des data WMAP

Fit par MOND(avec aucune-CDM) despics acoustiques(Skordis et al 06)

Fit avec CDM +

_____: =78% =17% b=5% MOND -- - : =95% b=5%

...….: CDM

Inclut les neutrinos massifs 1-2eV

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Développements récents pour MOND

• 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

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Interprétation de MOND?

Analogie avec l’électromagnétismeGM/r2 = gN = (gN + gs) = gs

E = (D – P)/0 -Q/r2 = d = (d + p) = p

0 permissivité du vide, permissivité relatived= D/0, p = -P/0

Analogie entre la charge –Q et la masse M, créant un champ en 1/r2

en l’absence de « diélectrique »Le champ scalaire gs de la 5ème force joue le rôle de la polarisation pet l’accélération totale g = gN+gs celle du champ E = d+p

Origine quantique, le vide étant polarisé par les baryons et leur gravité?