Cosmologie˜

Les grandes structures de l’Univers

Edouard Audit, DAPNIA/SAP

Le Contexte

Modèle de «concordance» de la cosmologique

ΩT ≈ 1, Ω≈ 0.7, ΩM ≈ 0.3, h0 ≈ 0.65

On semble converger sur l’essentiel …

… reste à préciser les 97% restant.

Comprendre les mécanismes physiques de la formation des grandes structures

Contraindre les modèles cosmologiques

Ω0 , H0 , Λ …

?

Modélisation numérique de la formation desgrandes structures

Z=5

Modélisation numérique de la formation desgrandes structures

Z=1

Modélisation numérique de la formation desgrandes structures

Z=0

Les ingrédients physiques

Conditions initiales: – un spectre de fluctuations ( fluctuations quantiques portées aux échelles cosmiques grâce à l’inflation.)– un modèle cosmologique

Composantes non collisionnelles: la matière noire (CDM, WDM ?), les étoiles Vlassov-Poisson

Composantes dissipatives: le gaz (chaud, froid, très froid) Euler-Poisson

Ingrédients supplémentaires: Le refroidissement (atomique&moléculaire) La formation d’étoiles et son influence sur le gaz. La retro-action des supernovae ……

Ceci permet de décrire la formation des galaxies, depuis la fin des âges sombres jusqu’à aujourd’hui par une approche « ab-initio »

50 h-1 Mpc

12.5 h-1 Mpc

3 h-1 Mpc

~ 50 h-1 kpc

750 h-1 kpc

Un problème multi-échelles et multi-physiques

Maillage adaptatif (code RAMSES du DAPNIA/SAP)

Les simulations permettent d’aborder la physique complexe et non-linéaire de la formation des structures

Elles sont indispensables à la préparation et à l’exploitation des grands relevés observationnels.

Fonction de corrélation, nombre d’amas, de galaxies, taux de formation stellaire, morphologie des galaxies …..

Le projet HORIZON

•Etude numérique de la formation des galaxies dans un cadre cosmologique.

•Développer des techniques de pointe en programmation parallèle

•Rassemble la communauté au niveau national

•Donner à la communauté française un accès convivial à des résultats de simulations de haut niveau.

Taux de formation d’étoilesmodélisation VS. observations

Herschel (2007)

• Télescope de 3.5m de diamètre• Orbite au point L2 • 3 instruments pour le submillimétrique:

– HIFI: spectroscopie haute résolution 100-600 µm

– PACS: Imagerie et spectro-imagerie à dans la bande 60-200 µm

– SPIRE: Imagerie et spectro-imagerie dans la bande 200-600 µm.

Le SAp a l'entière responsabilité de l'imageur de PACS (participation du LETI et du SBT )

Sur SPIRE le SAp construit une partie de l'électronique

Lancement le 15 février 2007

JWSTJWST: Le successeur de Hubble dans l’Infrarouge

• Un miroir de 6,6 m

• Lancement en 2011 mission de 5 à 10 ans

INSTRUMENT MIRISpectro-imageur, 5-28 μm

Participation française focalisée autour du banc optique de l’imageur (détecteur intégré au RAL, UK)

Responsabilité managériale de la partie française

Responsabilité « système » de l’ensemble

Aux origines des galaxies

Reconstruire l'évolution du nombre de galaxies et du taux de formation stellaire jusqu'à z~10 (premières structures)

• Herschel est conçu pour la réalisation de larges relevés du ciel

• Le JWST a une meilleur résolution spatiale et une plus grande sensibilité

~

Ces deux expériences ont des domaines spectraux très complémentaires permettant de voir les régions de formation stellaire et l’émission visible à

très grands redshift

Les Amas de Galaxies - XMMLes Amas de Galaxies - XMM

Plus grandes structures de l’Univers

Trois composantes principales :

– Matière noire

– Gaz chaud (émission X)

– Galaxies (optique)

Physique des amas

Contraintes cosmologiques

Sous-structures apres soustraction de l'emission de l'amas principal

2 Mpc

L'amas de galaxies Coma: un amas en fusionLes amas grandissent en fusionant avec d'autres amas ou groupe des galaxies

Emission X observée avec XMM-Newton Carte de température de Coma

Blanc:chaud; rouge:froid

Physique des amas

Détermination de la distibution de la matière noire dans les amas de galaxiesavec l'approche hydrostatique en utilisant le milieu intra-amas qui émet en X

Comparaison du profil mesuré (avec barres d'erreur) avec des modèlesdifferents (profil King, CDM: NFW, et Moore et al.).

Profil de matière noire

Le relevé XMM-LSS

Couverture de 64 deg2 du ciel avec des pointés de 10 ks

Suivis optique, spectroscopique et weak-lensing

Objectif scientifique :

Cartographier l’évolution des structures jusqu’à z~1.

Contraintes Croisées

Loi d’échelle fixée pour les amasLoi d’échelle fixée pour les amas(erreur sur (erreur sur m m deux fois plus faible que WMAP)deux fois plus faible que WMAP)

mm

ww

TT**

Cosmologie fixée par WmapCosmologie fixée par Wmap

..M ~ (T/T*)2 (1+z)

Prospective X

La distribution de masse pour tester les modèles de Matière Noire Froide

L‘évolution des amas de galaxies avec le redshift.

Contraindre les paramètres cosmologiques en utilisant les amas

la physique interne des amas: - leur fusion, comparaison avec l’émission non-thermique

visible dans le domaine radio- L'entropie dans les amas: étudier le chauffage

non gravitationelle dans les amas

XEUSXEUS : satellite avec des matrice de micro-bolomètres X (Univers chaud et lointain – premiers amas)

Weak Gravitational Lensing

Mesure directe de la distribution de masse dans l’univers, sans l’intermédiaire de la lumière.

jij

iij zgdz

2

)(

Théorie

Matrice de Distortion:

Objectifs Scientifiques du Weak Lensing

Mesure de P(k,z): amplitude, forme, distorsion, évolution description du spectre en régime fortement non-linéaire;

Cartographie de la matière noire propriétés des halos (masses, profils, échelles caractéristiques) galaxies (galaxy-galaxy lensing) amas de galaxies (carte de masse; strong+weak lensing)

Mesure des paramètres cosmologiques Energie noire: le lensing, avec les SNIa, est le seul moyen actuel d’accéder aux propriétés de l’énergie noire contraintes « orthogonales » aux autres méthodes

Tests gravité à grande échelle ?Etude des galaxies lointaines (des centaines/(milliers?) d’arclets à z ~ 10 )

Le spectre du cisaillement

Évolution non-linéaire

Physique des baryons

Cosmic

Variance

Contraintes Cosmologiques actuelles

Tous les relevés cosmic shear:

Ωm= 0.30 +/- 0.1 ; σ8= 0.85 +/- 0.15 (99%)

Rhodes et al. 2003Massey et al. 2004

Le CFHTLS (170 deg2, 20 gal/arcmin2 )

• Gain CFHTLS+CMB %CMB seul:

x3 sur m, x2.5 sur 8, x2 sur h, x1.7 sur ns, s

Ωm= 0.27 +/- 0.07 σ8= 0.90 +/- 0.06 (99%)

Cosmic Shear CFHTLS (68%)

Contraintes Cosmologiques à venir

zS > 1.0

zS < 1.0

Prospective JDEM: Joint Dark Energy Mission: NASA & DOE

• collaboration NASA (75%) & DOE (25%) gérée par la NASA• ~$1B• lancement: 2014-2015• mission de ~6 ans: Energy sombre: 3 ans, temps ouvert: 3 ans

SNAP: téléscope de 2m, champ de 1 deg2• deux “programmes”: profond (15 deg2), Large (1000 deg2)

Lensing et supernovae

DUNE (Dark Universe Explorer)• téléscope de 1.2-1.5m avec une champ de ~1 deg2 • ~300MEu

Surtout du lensing

Avantages de l’espace

Reconstruction du spectre de puisssance 3-D

Paramètres Cosmologiques

Fonction de corrélation et nombre d’amas

m = 0.34 8 = 0.71 +/- 10%