Formation des Galaxies

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Formation des Galaxies

• ATELIER ENSEIGNER lUNIVERS 
• Françoise COMBES

2
Amas et superamas proches
Structures à grande échelle dans lUnivers local
3
Gott et al (03) Carte Conforme Echelle Logarithmiq
ue 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 dobjets, 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
(No Transcript)
6
2dF Galaxy Redshift Survey
250 000 galaxies, Colless et al (2003)
7
Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)
8
Principes de Formation
Un problème encore non résolu Quelques idées
fondamentales instabilité gravitationnelle, taill
e 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 ltlt 1 définition
dr /r d
9
Temps de free-fall tff (G r 1) -1/2 et temps
d'expansion texp (G lt r gt) -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 d R(t) (1 z)-1
10
Expansion de lUnivers redshift
11
Le ciel est uniforme à l3mm 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
12
Univers homogène et isotrope jusquà la
recombinaison et la condensation des structures
Dernière surface de diffusion à t380 000
ans Anisotropies mesurées dans le fond
cosmologique
13
Résultats WMAP
Wm 0.26 L 0.74 Wb 0.04 Ho 71km/s/Mpc Age
13.7 Gyr Univers plat
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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 légalité,
mais seulement les perturbations plus grandes
que lhorizon avant égalité (free streaming) z
gt z eq z lt zeq
Rayonnement
Matière l gt ct ? (1 z) -2 ? (1 z)
-1 l lt ct ? cste ? (1 z) -1
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r R-3 matière r R-4 photons
Point dEquivalence E
Temps ?
16
Croissance des fluctuations adiabatiques aux
échelles de 1014Mo (8 Mpc) Elles croissent
jusqu'à contenir la masse de l'horizon Puis
restent constantes (calibration t0, 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
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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
n1 P(k) k à grande échelle mais P(k) tilted
n -3 À petite échelle (Peebles 82) Vient de
leffet de streaming en-dessous de lhorizon
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Fluctuations de densité
Tegmark et al 2004
19
Fractales et Structure de lUnivers
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
lUnivers Régularité dans lirrégulier
20
Catalogue CfA 2 de galaxies
21
Densité des structures dans lUnivers
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 (W1) 10-29 g/cm3
22
Quelle est léchelle limite sup du fractal? 100
Mpc, 500 Mpc? Corrélations formalisme
inadéquat (on ne peut pas se servir de la
densité) Densité autour dun point occupé G (
r ) µ r-g Sur la figure, pente g -1
Correspondant à D 2 M ( r ) r2
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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)
dk2 P(k) kn, avec n1 aux grandes
échelles n -3 aux petites échelles tilt quand ?r
?m à l'échelle de l'horizon dM/M M-1/2
-n/6 quand n gt -3, formation Hiérarchique (dM/M
) Abel Haiman 00
24
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
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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)
26
Les paramètres de l'Univers
Anisotropies de l'Univers
Observations des SN Ia Lentilles gravitationnelles
27
(No Transcript)
28
Gaz
Matière noire CDM
Galaxies
Simulations (Kauffmann et al)
29

• 4  phases 
• 4 Zoom levels
• from 20 to 2.5 Mpc.
• z 3. (from. z10.)

30
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)
32
Pic acoustique baryonique
Ondes détectées aujourdhui dans la distribution
des baryons 50 000 galaxies SDSS
Eisenstein et al 2005
33
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

c Dz/H Dq D ?Possibilité de déterminer H(z)
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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 dintéraction non-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 indirectes
Pourraient être formées dans les prochains
accélérateurs (LHC, 14TeV) Recherche directe
CDMS-II, Edelweiss, DAMA, GENIUS, etc Indirecte
rayons gamma de lannihilation (Egret, GLAST,
Magic) Neutrinos (SuperK, AMANDA, ICECUBE,
Antares, etc)
Indirect
?Pas de détection convaincante
Direct
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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-lensing ou souffrent
de problèmes majeurs (Alcock et al 2001, Lasserre
et al 2000) ?Meilleure hypothèse, cest du gaz,
Soit du gaz chaud dans le milieu intergalactique
et inter-amas Soit du gaz froid au voisinage des
galaxies (Pfenniger Combes 94)
37
Premières structures de gaz

• Après recombinaison, GMC de 105-6Mo collapse et
  fragmentent
• Jusquà 10-3 Mo, H2 cooling efficace
• Lessentiel du gaz ne forme pas détoiles
• 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

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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 sombre Fin de
la reionisation 109an Evolution des Galaxies
Système solaire 9 109an Aujourd'hui 13.7
109an
z1000
Les observations remontent le temps jusquà 95
de lâge de lUnivers ?jusquà notre horizon
z10
z6
z0.5
z0
39
Réionisation
Percolation progressive des zones ionisées
40
Où sont les baryons?
WHIM

• ?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
41
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 dun 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?

42
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
43
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 cest 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)
44
Hoekstra et al (2001)
sDM/sHI
En moyenne 10
45
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
46
Moment angulaire et formation des disques
Les baryons perdent leur moment angulaire au
profit de la CDM Paradigme habituel baryons au
début gt même AM spécifique que DM Le gaz est
chaud, chauffé par les chocs à la température
Viriel du halo Mais une autre façon dassembler
la masse est laccrétion de gaz froid Le gaz est
canalisé le long des filaments, modérément
chauffé par des chocs faibles, et rayonne
rapidement Laccrétion nest pas sphérique, le
gaz garde son moment angulaire Gaz en rotation
autour des galaxies, plus facile de former des
disques
47
Accrétion externe de gaz
Katz et al 2002 Chauffage par les chocs à
la température viriel, avant de refroidir à la
température de lISM neutre? Sphérique Accrétion
de gaz froid plus efficace chocs faibles,
et rayonnement efficace gaz canalisé le long des
filaments domine à zgt1
48
Trop de petites structures
Aujourdhui, les simulations CDM prédisent 100
fois trop de petits halos autour des galaxies
comme la Voie Lactée
49
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
50
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
51
Distribution de la fraction de gaz chaud fg dans
les amas Labscisse est la densité moyenne au
rayon r, normalisée à la densité critique
(Sadat Blanchard 2001)
52
Autres solutions pour lescourbes de rotation des
galaxies
La matière noire peut résoudre le
problème, mais aussi.. Une modification de la
loi de Newton
53
MOND MOdified Newtonian Dynamics
Loi de la gravité modifiée, ou loi de linertie
(Milgrom 1983)
En-dessous de la valeur de laccélération 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 DVrot4
gM2 a0gN a0GM/r2 V4/r2 ? V4 a0 GM
Les galaxies naines, dominées par le gaz,
vérifient aussi la relation, si lon prend en
compte la masse HI
55
Courbes de rotation multiples..
Sanders Verheijen 1998, tous types, toutes
masses
56
Problèmes de MOND dans les amas

• A lintérieur des amas de galaxies, il existe
  encore de la DM, qui
• ne peut pas être expliquée par MOND, car le
  centre de lamas
• nest 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 dun facteur 2 la masse manquante
• Il reste une autre composante, qui pourrait être
  des neutrinos.
• (plus des baryons)
• La fraction baryonique observée nest pas
  totalement la
• fraction universelle (15) attendue

57
MOND et les amas

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

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Lamas du boulet
Gaz X
Preuve de lexistence de matière
Non-baryonique? Expliquable avec MOND
neutrinos ( habituel, Angus et al 2006)
Masse totale
59
Abell 520z0.201
Mahdavi et al 2007

• Rouge gaz X
• Contours lensing
• Cœur de DM
• Coincide avec gaz X
• Mais pas avec les galaxies
•  Cosmic train wreck 
• Cas Opposé!

60
Abell 520 amas de galaxies en fusion
Contoursmasse totale Contours gaz
X Comment les galaxies sont éjectées du pic CDM??
61
CL 002417
Jee et al 2007
Contourslensing
Contours rayons X
62
Anneau Cosmique, CL002417
63
Accrétion de gaz froid dans les galaxies
Scénario conventionnel chauffage par chocs à la
température Viriel (106 K pour une galaxie de
type MW) Les simulations avec plus de résolution
2 modes daccrétion Le gaz froid coule le long
des filaments, la fraction de gaz froid est plus
grande dans les petits halos (MCDM lt 3 1011 Mo)
Keres et al 2005
64
Accrétion froide dans les filaments
Température
Densité du gaz froid
Arrêt de la formation détoiles Origine de la
bimodalité?
Dekel Birnboim (2006)
65
Feedback Starburst ou AGN
Di Matteo et al 2005
66
Amas dePersée
Salomé et al 2006
Fabian et al 2003
67
Conclusion

• Paramètres de lUnivers Wm0.27, dont15
  baryons, 85 ??
• Le modèle de matière noire CDM, avec L 0.73 est
  celui qui
• correspond le mieux aux observations, y compris
  les grandes structures
• Encore des problèmes non résolus
• ? CDM devrait dominer au centre des galaxies avec
  une cuspide
• Problème du moment angulaire des baryons, perdu
  au
• profit de la CDM, et formation des disques
• Prédiction dune multitude de petits halos, non
  observés
• La physique des baryons pourrait résoudre une
  partie des problèmes
• et notamment laccrétion de gaz froid
• Ou bien MOND??

68
MOND fit des data WMAP
Fit par MOND (avec aucune-CDM) des pics
acoustiques (Skordis et al 06)
Inclut les neutrinos massifs 1-2eV

• _____ WL78 Wn17 Wb5 MOND
• - - WL95 Wb5
• .... LCDM

Fit avec CDM L
69
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 dexpliquer
  les lentilles gravitationnelles
• Etend la théorie AQUAL, qui résolvait la
  conservation du moment (formulation
  lagrangienne), sans propagation superluminique

70
Interprétation de MOND?
Analogie avec lélectromagnétisme GM/r2 gN m
(gN gs) m/(1-m) gs E (D P)/e0 ? -Q/r2
d m (d p) m/(1-m) p e0 permissivité
du vide, m permissivité relative d D/e0, p
-P/e0 Analogie entre la charge Q et la masse M,
créant un champ en 1/r2 en labsence de
 diélectrique  Le champ scalaire gs de la 5ème
force joue le rôle de la polarisation p et
laccélération totale g gNgs celle du champ E
dp Origine quantique, le vide étant polarisé
par les baryons et leur gravité?