Observations de la Mati

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Observations de la Matière Noire

• Françoise Combes
• Observatoire de Paris
• (Luminy Septembre 02)

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Quelques points abordés
? Courbes de rotation ? forme 3D des halos
(polar rings, shells, etc..) Aplatissement,
Flare, warp ? Jusqu'où s'étendent les
halos ? ? Relation de Tully-Fisher ? Matière
noire baryonique Distribution ? ? Couplage
matière noire/ gaz atomique Gaz H2 froid
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Courbes de rotation
Nouveaux échantillons très vastes de
galaxies Avec des images en bande I, champs de
vitesses 2D Halpha Mathewson et al (1992),
Buchhorn (1994) 500 courbes rotation (but Grand
attracteur) Palunas Williams (2000) Les
modèles de Maximum disk, avec un rapport M/L
constant reproduisent toutes les courbes de
rotation Pas besoin de matière noire sur tout le
disque optique Seulement pour les parties
externes en HI-21cm Conspiration? Courbes de
rotation pas tellement plates, dépendant du type
morphologique (Casertano van Gorkom 1991)
4
Buchorn 1994 Great attractor project Halpha
Velocities I-band images
5
Buchorn 1994
552 galaxies more than 90 compatible
with constant M/L Details of the spiral
structure retrieved in the rotation curve
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Forme générale de tous les potentiels?
Courbe de rotation universelle ? (Persic
Salucci 1996) Si normalisée à un rayon
caractéristique mais R23.5/rd n'est pas
constant, plus grand dans les galaxies à faible
Vrot (Palunas Williams 2000)
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Palunas Williams 2000 Densités de
surface gtProfils de vitesses Soit DM
négligeable, soit très couplée à la matière
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R23.5/rd
R23.5/rd
Palunas Williams 2000
MI
m0
M/L
MI
2.4
4
Type
V
9
Persic Salucci 1996
RC slope
V
M
M 23.2 to 18.5 V 300 to 76
10
Casertano van Gorkom 1991
Fin de la conspiration?
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Dwarf Irr DDO154 the prototype
Carignan Beaulieu 1989
Hoffman et al 2001
12
Hoekstra et al (2001)
sDM/sHI
In average 10
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Courbes de rotation
DM distribution radiale identique à celle du gaz
HI Le rapport DM/HI dépend légèrement du
type (plus grand pour les early-types)
NGC1560 HI x 6.2
Combes 2000
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Forme 3D des halos
Dans le plan de la galaxie axisymétrique Orbites
HI versus largeurs en vitesse (Merrifield
2001) Si non-circulaire, on s'attend à plus de
scatter dans la relation de Tully-Fisher (qui
n'est pas observé) IC2006 (Franx et al
1994) Aplatissement seulement perpendiculaire au
plan Flaring du plan HI Dispersion de vitesse,
perpendiculaire au plan ?
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Forme 3D des halos de DM
Non-baryonique 1/2 oblate, 1/2 prolate, c/a
0.5, b/a0.7 Distribution maximise à E5 (E-gal
à E2) Dubinski Carlberg (91) infall de gaz
dissipatif concentre encore plus les halos Force
la forme oblate c/a0.5 b/a gt 0.7 (Dubinski 94,
Katz Gunn 91) Dissipatif ? très aplati, sauf
flaring Candidat du gaz froid
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Galaxies à Anneaux Polaires PRG
Par accrétion?
Par collision?
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Formation de PRG par accrétion
Bournaud Combes 2002
18
NGC 4650A
NGC 660
19
Formation de PRG par collision
20
Tully-Fisher pour les PRG
TF dans la bande I
Iodice et al 2002
TF dans la bande K
21
Tully-Fisher pour les SO
"Mass" TF
SO
Bournaud Combes 2002
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NGC 4650A detailed model
Combes Arnaboldi 1996
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Méthode du flaring HI
z
Comme les courbes de rotation renseignent sur la
DM, la hauteur du plan en z renseignent sur la
forme à 3D de la DM hHI fonction de rDM (z0)
et vitesse sz (HI) Les galaxies de face ont sz
(HI) 10km/s NGC 4244 DM aplatie (Olling 1995,
96) qc/a 0.2 NGC 891 aplatie aussi (Becquaert
Combes 1997) q0.2 Le problème dépend
beaucoup de la masse DM à lextérieur
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Jusquoù sétend le halo?
Grandes incertitudes Y-a-t-il de la masse après
la courbe HI? Le HI sinterrompt brutalement, par
ionisation Si le halo est aplati, la masse à
lextérieur domine le potentiel
à lintérieur Paradoxalement, pour la même
courbe de rotation, la solution halo maximum
est plus ronde que la solution disque maximum
Avec troncature, le halo est beaucoup plus
aplati N4013 q0.1, M31, q0.2 (Becquaert et al
98) Bland-Hawthorn et al (97) Ha suggère une
troncation
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Résultats des diverses méthodes

• Polar ring mais le disque polaire est très
  massif,
• et la matière noire alignée dans le plan polaire
• HI-flaring suppose une dispersion de vitesse
  10km/s

• X-ray isophotes
• Caveat la troncature du halo fait une énorme
  différence
• Jusqu'où s'étendent les courbes
• de rotation?
• (Bland-Hawthorn et al 97)

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Statistics of 3D-shapes
Combes 2002
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Extension des queues de marée
Les Antennes Toomre Toomre 1972
Hibbard
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Simulations numériques (Dubinski et al 1996) La
longueur des queues de marée contraint la
quantité de matière noire et surtout sa
concentration
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Matière noire locale
Beaucoup de travaux avant Hipparcos étaient
contradictoires Bahcall (1984) 1/2 de
la matière locale est noire Bienaymé et al (87)
et Kuijken Gilmore (89)
Compatible avec aucune matière noire Bahcall et
al (1992) 53 plus de DM que d'étoiles visibles
Crézé et al (98) d'après Hipparcos ? pas de
matière noire dans le disque Mais densité
stellaire 0.04 Mo/pc3, densité totale 0.08
Mo/pc3 Hypothèse d'homogénéité et
stationnarité Aucune n'est satisfaite (bras
spiraux, évolution..)
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Matière Noire Baryonique requise
La nucléosynthèse contraint la quantité de
baryons Wb 0.01 - 0.09 ou 0.023 h-2 (Walker
et al 1991, Smith et al 1993) Valeur confirmée
par les anisotropies CMB (Boomerang) La
matière visible est seulement W 0.003 (M/L/5)
h-1 (0.006 h-1.5 pour le gaz chaud des amas)
90 des baryons sont noirs
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Objets compacts naines brunes, trous noirs
Collaborations MACHOS, EROS Alcock et al 2001,
Lasserre et al 2000 Après 6 ans, 12 106 étoiles
dans le LMC 13-17 candidats (gtgt 2-4 attendus des
étoiles visibles durées 34-230 jours lt20 de la
DM (lt 50kpc) pourraient être en MACHOS Masse
0.5 (0.3 - 0.2) Mo Les objets lt 0.03Mo
contribuent moins que 10 et même lt 1 selon
Freese et al 1999
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Que sont ces objets compacts de 0.5 Mo?

• Non visibles (excellentes limites dans le HDF,
  Flynn et al 96)
• Extrêmement froids bleus? (Hodgkin et al 00,
  Ibata et al 00)
• Galaxies extérieures NGC 5907 Sackett et al
  1994
• (extension rouge, qui pourrait être un warp, des
  débris de marée
• Seules des naines blanches, avec de sérieux
  problèmes
• IMF en fonction d, pour éviter les naines brunes
  et les SN avec
• production de métaux (Carr 1994)
• Trop de luminosité dans le passé (Charlot Silk
  95), mais absorption
• par la poussière incertaine
• Opacité des Tev g-rays contraint le DIRB venant
  des naines blanches
• (Graff et al 99, Freese et al 99) WWD lt 0.003
  h70-1
• production de métaux (et aussi He)
• Binaires de naines blanches (X-rays)

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Seul autre candidat le gaz
Gaz chaud ou gaz froid? Gaz chaud associé aux
nuages Ly-alpha. Mais seul est observé le gaz
neutre (se recombinant), et ce n'est qu'une
faible fraction Hypothèse requise sur le rapport
du gaz ionisé (non observé) au gaz neutre est
au moins 104 gt Pas sûr que ce soit suffisant
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Le gaz moléculaire froid

• 1- Prolongation du disque de gaz visible, avec
  flaringrotation
• (Pfenniger et al 94, Pfenniger Combes 94)
• 2- Amas de naines brunes H2 dans le halo
• (Gerhard Silk 96, de Paolis et al 97)
• Avantages la matière noire peut se transformer
  en étoiles,
• Et expliquer lévolution le long de la séquence
  de Hubble
• Structure fractale de lISM
• en équilibre avec le CMB T 3 (1z) K
• Optiquement mince dans le visible (peu de
  poussière)
• épais dans les raies H2 (cf Gunn-Peterson effect)

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Evolution le long de la Séquence de Hubble
1- Rapport bulbe/disque La concentration de
masse croît (irréversible) 2- Pourcentage de
masse de gaz décroît 3- Masse totale croît, de
Irr /Sc à S0 4- Pourcentage de matière noire
décroît (Casertano van Gorkom 91, Broeils
92) 5- Les spirales senroulent (Sc plus ouvert)
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Distributions radiales de gaz
Distributions radiales de quelques composants
dans la spirale NGC6946

• CO suit une exponentielle, comme
• tout composant lié à la formation
• détoiles
• Radio Continuum
• Luminosité Bleue
• H-alpha
• Seul HI est différent
• N(H2) est 10 fois N(HI) au centre

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La molécule H2

• Symétrique, pas de dipôle
• Transitions quadrupolaires
• ?J 2
• Molécule légère gt faible moment dinertie
  niveaux dénergie élevés
• Para (J pair) et ortho (J impair) les deux
  molécules sont comme deux espèces différentes)

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Distribution H2 dans NGC891 (Valentijn, van der
Werf 1999)
39
Raie plus basse en énergie S(0) plus large en
vitesse
NGC 891, Raies de pure rotation H2 S(0) S(1)
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D1.8
Formation par fragmentation de Jeans
récursive? Façon simple pour former un fractal
hiérarchique ML N ML-1 rLD NrL-1D a
rL-1/rL N-1/D cf Pfenniger Combes 1994
D2.2
41
Masse projetée échelle log (15 mag) N10,
L9 Facteur de remplissage en surface Forte
fonction de D lt 1 à D1.7
Pfenniger Combes 1994
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Gaz dans les parties externes
Le gaz dans les parties externes est observé
stable envers la formation détoiles, mais pas
envers les perturbations gravitationnelles Exemp
les de HI-21cm, avec beaucoup de structures à
petite échelle, et une structure spirale à grande
échelle (cf M101, NGC 2915, etc..) Conditions
similaires dans les LSB Densité en volume?
Flaring? Linéaire, R2, ou exponentiel gt
Formation détoiles et stabilité
gravitationnelle pas le même critère
43
NGC 2915 ATCA HI Regular rotation Bureau et al 99
Bar spiral
Q gt 5 no instability
44
Si la matière noire est dans le disque, cela
résoud le problème de créer les instabilités
observées (barre spirale) Mais alors, si le
disque est instable, pourquoi ne forme-t-il pas
détoiles? Autre critère prenant en compte la
densité de volume? Distribution warpée du HI
dans NGC 2915 La halo noir pourrait être
triaxial, et précesser très lentement? (Bureau et
al 1999)
45
Accrétion de gaz externe
Renouvellement des barres, grâce à laccrétion de
gaz (Bournaud Combes 2002) Une galaxie est en
continuelle évolution, et accrète de la masse
tout au long de sa vie Processus auto-régulé, à
travers les barres et les interactions
Le rapport Mbulbe/Mdisque et la fraction de gaz
évoluent et le type morphologique peut osciller
Sans
Avec accrétion
46
Avec accrétion
Bournaud Combes 2002
Sans
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Evolution des galaxies par accrétion de
gaz Toute galaxie sera barrée, ou active, (ou
les deux), et passera un certain temps comme
early-type ou late-type
Histogramme de Qbarre Block et al 2002
Pour expliquer que la plupart des galaxies sont
barrées aujourdhui, il faut un fort taux
daccrétion de gaz Une galaxie double sa masse
en 10 Gans
48
Solid observed Dash with accretion Dots without
Block, Bournaud, Combes, Puerari, Buta 2002
Same with bar from axis ratio
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Matière noire dans les amas de galaxies
Dans les amas, le gaz chaud domine la masse
visible La majorité des baryons sont devenus
visibles? fb Wb / Wm 0.15 La distribution
radiale noir/visible est inversée La masse
devient de plus en plus visible avec le
rayon (David et al 95, Ettori Fabian 99, Sadat
Blanchard 01) Fraction en masse du gaz varie
de 10 à 25 selon les amas
50
Distribution radiale de la fraction de gaz chaud
fg dans les amas Labscisse est la densité
moyenne dans le rayon r, normalisée à la densité
critique (Sadat Blanchard 2001)
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Conclusions

• La matière noire ne domine pas dans les disques
  optiques
• sauf pour les galaxies naines et LSB
• Pas de concentration, pas de cusp
• La forme à 3D est encore incertaine. La méthode
  des PRG est
• peut être la plus prometteuse?
• HI flaring dépend beaucoup de la troncature
• Extension des halos statistique sur le lensing?
• Une grande partie de la matière noire dans les
  galaxies pourrait
• être baryonique, influant considérablement sur
  l'évolution des
• galaxies