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Matière noire, Trous noirs, et Formation des galaxies
Françoise Combes
Observatoire de Paris
Séminaire ENS, Jeudi 20 Janvier 2005
Le ContexteBig-Bang
Recombination 3 105yrs
Dark Age
1st Stars and QSO 0.5Gyr
Cosmic Renaissance
End of the dark ageEnd of reionization 1Gyr
Galaxies evolve
Solar system forms 9Gyr
Astronomers today 13Gyr
2001 QSO z=6. SDSSEffet Gunn-Peterson
2002 WMAPparamètres de l’universRéionisation double?
2004: HUDF (ACS)[HDF 95 & 98]1er résultats Spitzer
2000-04: VLT2000-04 Chandra/XMMAGN & clusters
Les paramètres de l'Univers
Anisotropies de l'Univers
Observations des SN IaLentilles gravitationnelles
Supernovae à grand redshift
Gott et al (03)Carte ConformeLogarithmique
"Grand Mur"Great Wall SDSS1370 Mpc
80% plus long quele Great Wall CfA2
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!
Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)
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
Schéma de formation des structures
Fluctuations primordialesfond cosmologique
Structures filamentairessimulations cosmologiques
Galaxies baryoniquesvues avec le HST
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 / =
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)
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
Origine des fluctuations
Théorie de l'inflation
On suppose le spectre indépendant d'échelle,et la loi de puissance est telle que les perturbations entrenttoujours l'horizon avec une égale amplitude
/ ~ M/M = A M-a
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
Les fluctuations peuvent être adiabatiques ou isothermes (isocourbure)mais elles sont amorties, s'il existent des particules relativistesqui participent à ces perturbations3 1013 (h2)-5/4 Mo (Silk 1968)
Les plus grandes masses à devenir non-linéaires après la recombinaison(z=1500) sont M ~ 106-8 Mo (selon n, et compatible avec 1014Mo non-linéaires aujourd'hui)
Spectre de masse supposantP(k) ~k aux grandes échelleset P(k) tilted n= -3aux petites échelles (Peebles 82)
Croissance jusqu’à l’horizonL’univers est dominé par le rayonnement au début, et les structuresne croissent que si la matière et le rayonnement sont couplésPour cela, il faut des structures > horizon, pour lesquelles les photonsn’ont pas eu le temps de sortir
Taille caractéristique: horizon à l’égalité de densitématière-rayonnement
Peacock (2003) T2= k-n P(k)
Fluctuations de densité
Tegmarket al 2004
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
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
M R2 et 1/R
Pfenniger
Matière noire CDM
Gaz
GalaxiesSimulations(Kauffmann et al)
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)
4 « phases »
4 Zoom levels
from 20 to 2.5 Mpc.
z = 3. (from. z=10.)
Multi-zoom Technique
Objective:
Evolution of a galaxy (0.1 to 10 kpc)
Accretion of gas (10 Mpc)
Galaxies and Filaments
Multi-zoom(Semelin & Combes 2003)
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?
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)
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)
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
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
Gaz chaud dans les filaments
WHIM
ICM
DM
Détection de OVI en X-ray?
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?
Prédictions LCDM: cusp versus core
Loi de puissance de la densité ~1-1.5, observations ~0
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
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)
Hoekstra et al (2001)
DM/HI
En moyenne ~10
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
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
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
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
Influence du Feedback
Thacker & Couchman (2001) Conclusion: ne résoud pas le problème pas assez de résolution?
5e15erg/gadiabatiquependant 30 Myr
empêchant laformation d'étoiles
Le gaz au-dessus dela courbe ne peut pas se refroidir
Trop de petites structures
Aujourd’hui, les simulationsCDM prédisent 100 foistrop de petits halos autour desgalaxies comme la Voie Lactée
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
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
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)
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...
Perseus H (WIYN) and optical (HST)
H, Conselice 01
Ondes sonoresdans Perseusavec Chandra
Fabian et al 2003
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
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)
Relation Trous Noirs-Galaxies
Bleu: vitesses stellaires Vert: vitesses du gazRouge: disques de masers H2O, OH..Gebhardt et al 00, Ferrarese & Merritt 00
Mbh = 0.2% Mbulge
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
Courbes de rotation multiples..
Sanders & Verheijen 1998, tous types, toutes masses
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
Problème quadrupole et octopole
A grande échelle, faible amplitude observée (quadrupole et octopole)
Un univers fini, qui imposeune taille maximale auxlongueurs d’onde autorisées:Univers dodécaédriquede PoincaréLuminet et al 2003
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
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??
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