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Formation des Galaxies

Formation des Galaxies. ATELIER « ENSEIGNER l’UNIVERS » Françoise COMBES. Structures à grande échelle dans l’Univers local. Amas et superamas proches . Gott et al (03) Carte Conforme Echelle Logarithmique Grand mur SDSS 1370 Mpc 80% plus grand que Le grand mur CfA2 .

Mercy
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Formation des Galaxies

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Presentation Transcript

  1. Formation des Galaxies ATELIER « ENSEIGNER l’UNIVERS » Françoise COMBES

  2. Structures à grande échelle dans l’Univers local Amas et superamas proches

  3. Gott et al (03) Carte Conforme Echelle Logarithmique Grand mur SDSS 1370 Mpc 80% plus grand que Le grand mur CfA2

  4. 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 galaxies images de 100 millions d‘objets, 100 000 Quasars 1/4 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)

  5. 2dF Galaxy Redshift Survey 250 000 galaxies, Colless et al (2003)

  6. Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)

  7. 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 collapsent pas de façon exponentielle, mais se développent de façon linéaire du/dt +(u grad)u = -grad F -1/r grad p; d r /dt + div u =0 DF = 4p G r Fluctuations de densité au départ dr/r << 1 définition dr/r = d

  8. Temps de free-fall tff = (G r1) -1/2 et temps d'expansion texp = (G < r >) -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 ~ 10-5à grande échelle Les structures se développent comme le rayon caractéristique d ~ R(t) ~ (1 + z)-1

  9. Expansion de l’Univers & redshift

  10. Le ciel est uniforme à l=3mm Une fois le niveau constant soustrait  dipole ( V = 600km/s) Après soustraction du dipole,  la Voie Lactée, émissions de la poussière, synchrotron, etc.. Soustraction de la Voie Lactée  fluctuations aléatoires DT/T ~ 10-5

  11. Univers homogène et isotrope jusqu’à la recombinaison et la condensation des structures Dernière surface de diffusion à t=380 000 ans Anisotropies mesurées dans le fond cosmologique

  12. Résultats WMAP Wm = 0.26 L = 0.74 Wb =0.04 Ho = 71km/s/Mpc Age = 13.7 Gyr Univers plat

  13. Seule la matière noire non-baryonique, dont les particules n'interagissent pas avec les photons, mais seulement par la gravité peuvent 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 toute échelle après l’égalité, mais seulement les perturbations plus grandes que l’horizon avant égalité(free streaming) z > z eq z < zeq Rayonnement Matière l > ct  ~(1 + z) -2  ~(1 + z) -1 l < ct ~ cste  ~(1 + z) -1

  14. NEUTRE Rayonnement r Matière IONISEE 104 z 103 r ~ R-3 matière r ~ R-4 photons Point d’Equivalence E Temps 

  15. Croissance des fluctuations adiabatiques aux 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" suivent le rayonnement, et ne croissent qu'après la Recombinaison R  les fluctuations de CDM croissent à partir du point E equivalence matière -rayonnement

  16. Spectre de puissance Théorie de l'inflation: On suppose le spectre indépendant d'échelle, et la loi de puissance est telle que les perturbations entrent toujours dans l'horizon avec une égale amplitude r/r ~ M/M = A M-a a = 2/3, ou (k)2 = P(k) = kn avec n=1 P(k) ~k à grande échelle mais P(k) tilted n= -3 À petite échelle (Peebles 82) Vient de l’effet de streaming en-dessous de l’horizon

  17. Fluctuations de densité Tegmark et al 2004

  18. Fractales et Structure de l’Univers Les galaxies ne sont pas distribuées de façon homogène mais suivent une hiérarchie Les galaxies se rassemblent en groupes, puis en amas de galaxies eux-mêmes inclus dans des superamas (Charlier 1908, 1922, Shapley 1934, Abell 1958). En 1970, de Vaucouleurs met en évidence une loi universelle Densité µ taille -a avec a = 1.7 Benoît Mandelbrot en 1975: nom de « fractal » extension à l’Univers Régularité dans l’irrégulier

  19. Catalogue CfA 2 de galaxies

  20. Densité des structures dans l’Univers Système solaire 10-12 g/cm3 Voie Lactée10-24 g/cm3 Groupe Local 10-28 g/cm3 Amas de galaxies10-29 g/cm3 Superamas 10-30 g/cm3 Densité des photons (3K)10-34 g/cm3 Densité critique (W=1) 10-29 g/cm3

  21. 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 G ( r ) µ r-g Sur la figure, pente g = -1 Correspondant à D = 2 M ( r ) ~ r2

  22. Formation hiérarchique Dans 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) | dk|2 =P(k) ~ kn, avec n=1 aux grandes échelles n= -3 aux petites échelles tilt quand ρr ~ ρm à l'échelle de l'horizon dM/M ~M-1/2 -n/6 quand n > -3, formation Hiérarchique (dM/M ) Abel & Haiman 00

  23. Formation hiérarchique des galaxies Les plus petites structures se forment en premier, de la taille de galaxies naines ou amas globulaires Par fusion successive et accrétion les systèmes de plus en plus massifs se forment Ils sont de moins en moins denses M µ R2 et r µ 1/R

  24. Simulations numériques Avec des fluctuations postulées au départ, gaussiennes, le régime non-linéaire peut-être suivi Surtout pour le gaz et les baryons (CDM facilement prise en compte par des modèles semi-analytiques, à la Press-Schechter)

  25. Les paramètres de l'Univers Anisotropies de l'Univers Observations des SN Ia Lentilles gravitationnelles

  26. Gaz Matière noire CDM Galaxies Simulations (Kauffmann et al)

  27. 4 « phases » 4 Zoom levels from 20 to 2.5 Mpc. z = 3. (from. z=10.)

  28. Multi-zoom Technique Objective: • Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc) • Accretion of gas (10 Mpc)

  29. Galaxies et Filaments Multi-zoom (Semelin & Combes 2003)

  30. Pic acoustique baryonique Ondes détectées aujourd’hui dans la distribution des baryons 50 000 galaxies SDSS Eisenstein et al 2005

  31. cDz/H Observateur DqD Oscillations baryoniques: règles standard Alcock & Paczynski (1979) Test de la constante cosmologique Peut tester le biais b Galaxies/matière noire Eisenstein et al. (2005) 50 000 galaxies SDSS cDz/H = DqD Possibilité de déterminer H(z)

  32. Hypothèses pour la CDM Particules qui au découplage ne sont plus relativistes Particules WIMPS (weakly interactive massive particles) Neutralinos: particule supersymmétrique la plus légère LSP Relique du Big-Bang, devrait se désintégrer en gamma (40 Gev- 5Tev) Peut-être particules plus légères, ou avec plus d’intéraction non-gravitationnelles? (Boehm et al 04, 500kev INTEGRAL) Actions (solution to the strong-CP problem, 10-4 ev) Trous noirs primordiaux?

  33. Recherches directes et indirectes Pourraient 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) Indirect Pas de détection convaincante Direct

  34. Hypothèses pour les baryons noirs Baryons en objets compacts (naines brunes, naines blanches, trous noirs) sont soit éliminés par les expériences de micro-lensing ou 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-amas Soit du gaz froid au voisinage des galaxies (Pfenniger & Combes 94)

  35. 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’étoiles • Mais une structure fractale, en équilibre avec TCMB • Après les premières étoiles, ré-ionisation Le gaz froid survit pour être assemblé dans les filaments à grande Échelle, puis les galaxies Façon de résoudre la « catastrophe de refroidissement » Régule la consommation du gaz en étoiles

  36. Big-Bang Recombinaison3 105an Age Sombre 1éres étoiles, QSO 0.5109an Renaissance Cosmique Fin de l'âge sombre Fin de la reionisation109an Evolution des Galaxies Système solaire 9 109an Aujourd'hui 13.7 109an z=1000 Depuis le Big-Bang Les observations remontent le temps jusqu’à 95% de l’âge de l’Univers jusqu’à notre horizon z=10 z=6 z=0.5 z=0

  37. Réionisation Percolation progressive des zones ionisées

  38. WHIM Où sont les baryons? • 6% dans les galaxies; 3% dans les amas (gas X) • ~30% forêt Lyman-alpha des filaments cosmiques • Shull et al 05, Lehner et al 06 • 5-10% dans le « Warm-Hot » WHIM 105-106K • Nicastro et al 05, Danforth et al 06 • ~50% pas encore identifiés! La majorité des baryons ne sont pas dans les galaxies ICM DM

  39. Problèmes du paradigme L-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 manque de résolution des simulations, ou de la nature de la matière noire?

  40. Prédictions LCDM:  ’cuspide’  ou  ’cœur’ Distribution radiale de la densité de matière noire Loi de puissance de la densité a ~1-1.5, observations a ~0

  41. Relation entre gaz et matière noire Les galaxies naines Irr sont dominées par la matière noire, mais aussi la masse de gaz domine la masse des étoiles Obéissent à la relation sDM/sHI = cste Les courbes de rotation peuvent être expliquées, quand la densité de surface du gaz est multipliée par un facteur constant (7-10)  CDM ne dominerait pas dans le centre, comme c’est déjà le cas dans les galaxies plus évoluées (early-type), dominées par les étoiles Dans les simulations, les proto-galaxies simulées sont fonction de Wb (Gardner et al 03), et de la résolution des simulations (physique en-dessous de la résolution)

  42. Hoekstra et al (2001) sDM/sHI En moyenne ~10

  43. 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

  44. 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 DM Le 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 angulaire Gaz en rotation autour des galaxies, plus facile de former des disques

  45. Accrétion externe de gaz Katz et al 2002: Chauffage par les chocs à la température viriel, avant de refroidir à la température de l’ISM neutre? Sphérique Accrétion de gaz froid plus efficace: chocs faibles, et rayonnement efficace gaz canalisé le long des filaments domine à z>1

  46. Trop de petites structures Aujourd’hui, les simulations CDM prédisent 100 fois trop de petits halos autour des galaxies comme la Voie Lactée

  47. Destruction des petites structures • Plus de gaz froid dans le halo des naines • Moins de concentration • Fragmentation • Les fragments baryoniques chauffent la DM • par friction dynamique et lisserait les • cuspides dans les galaxies naines • La matière est plus dissipative, • plus résonante, et plus sensible à • la destruction par fusion • Pourrait changer la fonction de masse des • galaxies LSB (Mayer et al 01) HSB

  48. Matière noire dans les amas de galaxies Dans les amas, le gaz chaud domine la masse visible La plupart des baryons sont devenus visibles! fb = Wb / Wm ~ 0.15 La distribution radiale dark/visible est renversée La 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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