Structure et Evolution de lUnivers

1
Structure et Evolution de lUnivers

• Françoise Combes
• Observatoire de Paris
• CNED, 25 Mars 2009

2
Structure et évolution de l'Univers

• Notre position dans l'Univers
• Distribution fractale des galaxies
• Fond cosmologique à 3K
• Big-Bang, Inflation
• Formation des galaxies
• Simulations Numériques
• Matière Noire, Energie Noire

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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
4
Tailles dans La Galaxie
Etoiles, R15kpc 45 000 al Gaz, R50kpc 1AU
1.5 1013cm 1pc 3 1018cm 1pc 2 105 AU
5
Amas et superamas proches (Jarrett 2004)
6
Gott et al (03) Carte Conforme Logarithmique "Gr
and Mur" Great Wall SDSS 1370 Mpc 80 plus long
que le Great Wall CfA2
7
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'astres, 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)
8
(No Transcript)
9
(No Transcript)
10
Comparaison du CfA2 et SDSS (Gott 2003)
11
Structures fractales dans lUnivers
Les galaxies ne sont pas distribuées de façon
homogène mais selon 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 propose une loi
universelle Densité µ taille
-a avec a 1.7 Benoît Mandelbrot en 1975
crée le nom de fractal extension aux
structures de lUnivers Régularité et ordre dans
le chaos
12
Paradoxe dOlbers
Pourquoi le ciel est-il noir? Dans lUnivers
hiérarchique de Charlier, la condition est
Ri1/Ri gt Ni1 Ou bien,
dans le cadre des fractals D gt 1 car (Ri1/Ri)D
N Projection de fractals avec D gt 2 ?
projection dim2 Il est donc suffisant, pour que
les galaxies ne remplissent pas la surface de
lUnivers, que le fractal soit de dimension lt
2 En fait, le paradoxe est résolu aussi par le
Big-Bang (univers fini dans le temps) et
lexpansion (redshift)
13
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
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Principe Cosmologique
Après Copernic, personne ne prétend que nous
occupons une position privilégiée Pourtant, la
densité décroît autour de nous Principe
Cosmologique isotropie et homogénéité LUnivers
est paramétré selon ce principe (la métrique du
référentiel existe) Préjugé non étayé par les
observations? léchelle d homogénéité na pas
encore été atteinte Fonction de Corrélation à 2
points loi de puissance de pente g 1.7 x ( r
) µ r-g (Peebles 1980, 1993)
15
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
16
Transition vers lhomogénéité
Nombreuses controverses, groupes de Princeton (J.
Peebles), et de Rome (L. Pietronero) Principal
argument pour lhomogénéité le fond cosmologique
à 3K (Smoot et al 1992) COBE fluctuations de
10-5 à 7 Il doit exister une transition,
correspondant aux échelles non-encore effondrées
gravitationellement, découplées (non
linéaires) Transition variable dans le temps
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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
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Fonds cosmologique à 3K CMB
? 2.73K au-dessus de zéro ( -270 C) ?
longueurs d'onde millimétriques/cm ( four
micro-onde) ? 400 photons/cm3 (10 000 milliards
/s/cm2) ? 1 de la "neige" sur un poste TV ?
Homogène et siotrope à 10-5 près ? Ces
anisotropies nous renseignent sur les
fluctuations ayant donné naissance aux
galaxies ? Dernière surface de diffusion (380
000 ans après le Big-Bang)
19
Spectre du CMB
20
Le Big-Bang
Expansion, loi de Hubble VHD
Modèles classiques de Friedman klt0
Hyperbolique k0 Parabolique kgt0 Elliptique, fermé
Avec constante cosmologique L W r /r crit
21
Paramètres de l'Univers
W r/rcrit
22
Expansion de l'Univers et redshift
23
Nucléosynthèse primordiale
Yang et al 1984 Contraintes sur le rapport
h nombres de baryons sur le nombre de
photons Wb 0.05
24
Inflation
? Expansion accélérée, exponentielle, de
l'Univers, proposée par Guth (1981) ? Energie de
l'inflaton équivalent à une constante
cosmologique L ? Explique l'homogénéité,
l'isotropie et la platitude de l'Univers (W-1)
croît avec t ? Résoud le problème de l'horizon,
qui croît avec t or les structures croissent
comme R(t) t1/2 ? Les fluctuations quantiques
sont amplifiées elles sont à l'origine des
fluctuations de matière et des galaxies
25
Horizon de l'Univers
Vous êtes ICI au centre de l'Univers visible
Regarder loin revient à remonter dans le temps
Jusqu'au Big-Bang il y a 13.7 milliards d'années
On ne voit que jusqu'à la dernière surface de
diffusion 380 000 ans après le Big-Bang
26
Solution du problèmede l'horizon
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Anisotropies du CMB
Processus physiques simples gravité,
thermodynamique photons couplés avec le
plasma Régime linéaire Ondes acoustiques L'horiz
on à cette époque est de 1 (COBE a pour
résolution 7)
28
Résultats de COBE, WMAP et autres
Wm 0.3 L 0.7 Wb 0.05 Ho 71km/s/Mpc Age
13.7 Gyr Univers plat Inflation
confirmée (polarisation)
29
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
30
2dF et les modèles
Spectre de puissance du 2dF-GRS meilleur fit du
L-CDM
Wm h 0.2 est favorisé Wb/Wm 0.15 Soit Wm
0.25, L 0.75 Peacock (2003)
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SDSS et l'énergie noire
La comparaison des cartes du survey Sloan de
galaxies avec les cartes WMAP ont permis de
détecter des corrélations L'interprétation est
par l'effet ISW (Integrated Sachs-Wolfe) L'énergie
des photons est modifiée par le champ de
gravité A la traversée d'un amas de galaxies
(puits de potentiel) les photons gagnent de
l'énergie en tombant (bleuissent) puis rougissent
en remontant Si la traversée prend un certain
temps (100 Myr), l'amas de galaxies aura eu le
temps d'une expansion non négligeable (terme
d'énergie noire L), et son potentiel sera moins
profond à la sortie ? les photons ressortent
plus bleus
32
Effet ISW (Integrated Sachs-Wolfe)
33
DécouvertesRécentes
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
2001 QSO z6. absorption continue 2002-06
WMAP paramètres de lunivers Réionisation 2004
HUDF (ACS) Télescope Hubble 2000-06 VLT 2000-06
Chandra/XMM NAG amas
34
Découverte de lâge sombre de l'univers
Ligne de visée devant un quasar Spectre en
absorption Forêt Lyman-alpha ou absorption
continue totale Djorgovski et al 01
35
Lentilles gravitationnelles
36
SNe Ia
37
Supernovae à grand redshift
38
Les paramètres de l'Univers
Anisotropies du fonds cosmique (WMAP) ? Univers
plat
Observations des SN Ia Lentilles
gravitationnelles
WL0.7 WM0.3 Wb0.05
39
WMAP 5ème année
Vecteurs polarisation du rayonnement
Renormalisation de s8 plus faible, spectre pas
tout à fait invariant
40
Oscillations acoustiques
Réionisation Moins de tes z17 WMAP1 ? z11 WMAP3
ltTEgt Temperature-polarisation angular cross power
spectrum
Anticorrélation 50ltllt150 Élimine les défauts
topologiques Confortent les fluctuations
adiabatiques
41
Taille de lUnivers
Si lunivers est multi-connexe on devrait voir
des  copies  dans le ciel
Pour un univers plat, Il existe 18
possibilités Hypertore (parallélépipédique
faces reliées 2 à 2)
Dodécaèdre de Poincaré identification des faces
par twist de 36
42
Hypertore
Comment paver lespace, courbure nulle
43
Problème quadrupole et octopole
A grande échelle, faible amplitude observée
(quadrupole et octopole)
? Un univers fini, qui impose une taille maximale
aux longueurs donde autorisées Univers
dodécaédrique de Poincaré Luminet et al 2003
Pavage 3 sphères par 120 dodécaèdres
44
Contraintes WMAP
Recherche de régions correspondantes dans la
carte de température de lunivers

• Aucune détection (6 cercles devraient
  correspondre)
• Donne une limite inférieure de la taille de
  lUnivers à
• 24 Gpc
• ? Élimine le modèle dodécaédrique

45
Pic acoustique baryonique
Ondes détectées aujourdhui dans la distribution
des baryons 50 000 galaxies SDSS
Eisenstein et al 2005
46
Schéma de formation des structures
Fluctuations primordiales fond cosmologique Str
uctures filamentaires simulations
cosmologiques Galaxies baryoniques vues avec
le HST
47
Formation des galaxies
?instabilité gravitationnelle Dans un Univers
en expansion, les structures ne collapsent pas de
façon exponentielle, mais se développent de façon
linéaire Fluctuations de densité au départ dr /r
ltlt 1 définition dr /r d Les structures
se développent comme le rayon caractéristique d
R(t) (1 z) z décalage vers le rouge (1z)
longueur donde des photons
R(t)
10-5
48
Pour les baryons, qui ne peuvent se développer
qu'après la recombinaison à z 1000 T
2.76 (1z) K le facteur de croissance ne serait
que de 103, ? insuffisant, si les fluctuations à
cette époque sont de 10-5 Seule la matière noire
non-baryonique (pas dinteraction avec les
photons, seulement par la gravité) peut commencer
de se développer avant la recombinaison, juste
après l'équivalence matière-rayonnement r
R-3 matière r R-4 photons
CDM d1
baryons
E
R
10-5
49
r R-3 matière r R-4 photons
Point dEquivalence E
50
Fluctuations de densité
Tegmark et al 2004
51
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 (Lacey Cole, 93, 94) Ils sont de moins
en moins denses M µ R2 et r µ 1/R
52
(No Transcript)
53
Gaz
Matière noire CDM
Galaxies
Simulations (Kauffmann et al)
54

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

55
Multi-zoom Technique

• Objective
• Evolution of a galaxy
• (0.1 to 10 kpc)
• Accretion of gas
• (10 Mpc)

56
Galaxies and Filaments
Multi-zoom (Semelin Combes 2003)
57
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?
58
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)
59
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 ? La masse
noire est au centre, et non à l'extérieur, ce qui
infirme les modèles a gravité modifiée MOND
60
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)
61
Energie noire, quintessence
Energie quantique du vide? Prédictions 120
ordres de grandeur de plus à léchelle de
Planck 56 ordres de grandeur à léchelle EW
(Electro-weak) Ne domine que très récemment
(principe anthropique?) P w E w -1
w w0 w1 z Constante cosmologique r l
/8pG constante ou bien r(t) densité dépendant
du temps? ? 5ème élément ou "Quintessence" Les 4
autres sontPhotons, Neutrinos (Leptons),Baryons,
CDM Serait-il possible que le 4ème (inconnu) et
le 5ème, l'énergie noire soient la même
chose? Gas de Chaplygin ? Quartessence
62
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

63
Abel et al 2000 Top log sur-densité coupe dans
le pic principal 320pc, 32pc vitesses Bottom
log température Moins de 1 du gaz forme des
étoiles
64
Réionisation
Percolation progressive des zones ionisées
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Problèmes dans la formation des galaxies
(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 10 fois trop
  petits
• Prédiction dun grand nombre de petits halos (400
  
• autour de la Voie Lactée), 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?

66
Prédictions LCDM  cusp  ou  core 
Loi de puissance de la densité a 1-1.5,
observations a 0
67
Moment angulaire et formation des disques
Les baryons perdent leur moment angulaire au
profit de la CDM Paradigme baryons initialement
? même AM spécifique que DM Le gaz est chaud,
chauffé par les chocs à la température Viriel du
halo ?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
68
Trop de petites structures
Aujourdhui, les simulations CDM prédisent 100
fois trop de petits halos autour des galaxies
comme la Voie Lactée
69
Autres solutions pour lescourbes de rotation des
galaxies
La matière noire peut résoudre le
problème, mais aussi.. Une modification de la
loi de Newton
70
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
71
Courbes de rotation multiples..
Sanders Verheijen 1998, tous types, toutes
masses
72
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

73
Lamas du boulet
Gaz X
Preuve de lexistence de matière
Non-baryonique? Expliquable avec MOND
neutrinos ( habituel, Angus et al 2006)
Masse totale
74
Abell 520z0.201
Mahdavi et al 2007

• Red X-ray gas
• Contours lensing
• Massive DM core
• Coinciding with X gas
• but devoid of galaxies
• Cosmic train wreck
• Opposite case!

75
Abell 520 merging clusters
Contourstotal mass Contours X-ray
gas How are the galaxies ejected from the CDM
peak??
76
CL 002417
Jee et al 2007
Contourslensing
Contours X-ray
77
Cosmic ring of DM, CL002417
78
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
79
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

80
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??

81
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?