Astronomie Extragalactique

Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 11 : Simulations et observations Structure à grande échelle Paramètres cosmologiques WMAP

Département de physique Modèle standard • Le modèle de matière sombre froide (Cold Dark Matter) avec constante cosmologique L (ou énergie sombre) LCDM est le paradigme actuellement accepté pour expliquer la formation et les structures de l’Univers • Avec la théorie d’inflation cosmique (expansion d’un facteur >1026 à t ~10-35sec), cette théorie fait une prédiction claire des conditions initiales pour la formation des structures et prédit que les structures vont grossir de façon hiérarchique grâce à des instabilités gravitationnelles (à partir des inhomogénéités observées dans le CMB)

Département de physique Large Surveys

Département de physique 2dFGRS • 2dFGRS ( 2dF Galaxy Redshift Survey ): spectres de 245 591 objets (bJ< 19.45) couvrant 1500 degrés carrés obtenus au AAT (Colless et al. 2001)

Département de physique 2dFGRS

Département de physique 2dFGRS 2dFGRS web page

Département de physique 2dFGRS CfA survey Coma

Département de physique SDSS 106 spectres / 104 degrés carrés = 100 spectres par degré carré! On utilise 2 spectrographes multi-fibres identiques chacun ayant 320 fibres couvrant les longueurs d’onde de 3900-9100 A Chaque spectrographe a deux caméras, une pour le rouge et une pour le bleu avec un détecteur CCD de 2048 x 2048 Maximum de 5760 spectres durant une longue nuit

Département de physique SDSS Spectre du quasar le plus distant (à l’époque) que l’on connaisse à z = 5.82

Département de physique SDSS

Département de physique SDSS • Les grands surveys permettent de mesurer le spectre de puissance des galaxies P(k) • Le spectre de puissance P(k) mesure la strength of clustering on all scales (nombre d’onde k) • P(k) est essentiellement le carré de la transformée de Fourier de la distribution en densité des galaxies • Besoin d’un grand volume pour l’étudier sur toutes les échelles et s’affranchir des effets de bord • La forme et l’amplitude de P(k) contraint la formation des structures et leur évolution

Département de physique SDSS

Département de physique 2dFGRS vs SDSS

Département de physique Simulations (projet Millenium) • Le projet Millenium est la plus grande simulation de la formation des structures dans la cosmogonie LCDM • Elle utilise 1010 particules pour suivre la distribution de la matière sombre dans un cube 100h-1 Mpc de côté avec une résolution de 5h-1 kpc du redshift z=127 jusqu’à z=0 • Elle permet l’étude de la formation et de l’évolution de ~107 galaxies plus lumineuses que le SMC

Département de physique Simulations (Millenium project)cosmic web

Département de physique Simulations (projet Millenium) • La composante de masse dominante, la matière sombre froide (CDM), est supposée être constituée de particules élémentaires qui n’interagissent que par la gravité • Donc, le fluide de matière sombre sans collisions peut être représenté par un nombre discrets de particules ponctuelles • La simulation peut prédire les positions, les vitesses et les propriétés intrinsèques de toutes les galaxies plus brillantes que le SMC dans des volumes comparables aux plus grands surveys (2dFGRS, SDSS)

Département de physique Simulations (projet Millenium) • La simulation peut montrer les liens évolutifs entre les objets observés à différentes époques. • p.e., la simulation démontre que les galaxies avec un trou noir supermassif au centre peuvent se former très tôt dans l’hypothèse LCDM et être les hôtes des premiers QSO et que ceux-ci se retrouveront au centre d’amas riches (cD)

Département de physique Amoncellement hiérarchique Galaxie en formation Galaxie jeune Galaxie mature HDF

Galaxie jeune Département de physique Amoncellement hiérarchique

Département de physique Amoncellement hiérarchique+ mergers • Interaction & mergers vont comme (1+z)4 • Interaction & mergers très importants dans le passé • Aujourd’hui: évolution séculaire plus importante

Département de physique Hierarchical clustering

Département de physique Hierarchical clustering 2dGRS

Département de physique • Ce film montre la distribution de matière sombre dans l’Univers présentement • Le film zoom sur un amas de galaxies massif • Les échelles vont du Gpc à ~10 kpc

Département de physique Visualisation 3-D de la simulation Millennium

Rich Clusters Département de physique Bias Groups Bias Galaxies Bias

Département de physique Simulations (projet Millenium) dark luminous

Département de physique Simulations (projet Millenium)

Département de physique Simulations (projet Millenium) Distribution des galaxies lumineuses Distribution de la matière sombre

Département de physique Simulations (projet Millenium)

Département de physique WMAP et la mesure des anisotropies du rayonnement de fond cosmologique

Département de physique Histoire de l’univers

Département de physique Rayonnement de fond cosmologique • Derniers photons diffusés au moment du découplage dû à la re(?)combinaison des e- avec les noyaux • Rayonnement de corps noir à 2.725 K • Mesures faites par COBE (rayonnement très isotrope):

Département de physique Anisotropies Différence entre les régions les plus chaudes et les moins chaudes de l’ordre de 0.0005K Régions de haute densité au moment de la dernière diffusion plus chaudes, régions de moindre densité plus froides.

Département de physique Origine des anisotropies • Variations dans le potentiel gravitationnel dues aux variations de densité créées par des fluctuations quantiques agrandies par l’inflation. • Avant la recombinaison T > 3000K: fluide (plasma) de photons et baryons • La gravité tend à comprimer le fluide dans les puits de potentiel des régions de haute densité, et la pression de radiation résiste.

Département de physique Recombinaison • Lorsque T < 3000 K, les électrons libres qui emprisonnaient les photons dans le fluide ‘disparaissent’ pour former les atomes d’hydrogène. • Les photons quittent les régions de compression ou de raréfaction à cette époque (dernière diffusion)  régions de haute ou de basse température dans le rayonnement de fond. • Les pics forment une série harmonique en nombre d’onde • Les photons subissent aussi un redshift quand ils sortent des puits de potentiel.

Département de physique Modes des ondes acoustiques Depuis l’inflation jusqu’à la recombinaison (~300000 ans), les ondes ont pu osciller un certain nombre de fois avant de geler. Chaque mode donne une grandeur caractéristique entre les extrema, traduite en angles vus sur le ciel (1° pour le premier mode et plus petit pour les autres). Il est usuel d’exprimer les anisotropies de température du rayonnement de fond sur le ciel comme une expansion en harmoniques sphériques:

Département de physique Décomposition en multipôles

Département de physique Pics • Au temps de recombinaison, les pics pairs sont au maximum de raréfaction, les pics impairs, au maximum de compression • Les positions des pics de ce spectre fournissent énormément d’informations.

Département de physique 1er pic 1er pic (k = p / s): 1ere compression lors de la dernière diffusion. Pour un univers ouvert, l’horizon sonique va correspondre à un angle plus petit… Détemination de la courbure selon la position du premier pic !

Département de physique 2ème pic Plus le nombre de baryons est grand dans le plasma, plus la compression est grande par rapport à la raréfaction. Le rapport entre le 1er et le 2eme pic nous donne le nombre de baryons.

Département de physique 3ème pic Le troisième pic nous donne le rapport entre matière et radiation. On connaît la quantité de baryons, on connaît la quantité de radiation, on peut donc en extraire la quantité de matière sombre.

Département de physique Pics: résumé plateau Sachs-Wolfe

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