La forêt Lyman-α

et les structures à grande échelle

Marie-Michèle LimogesMardi, 15 décembre 2009

Université de Montréal

Comment sonder le milieu intergalactique à l’aide de la spectroscopie de quasars

Qu’est-ce que la forêt Lyman-α ?

Figure tirée de Rauch (1998)

Qu’est-ce que la forêt Lyman-α ?

Figure tirée de Rauch (1998)

HIHI HI HI

HIHI HIHI

HI HI

Z

Qu’est-ce que la forêt Lyman-α ?

Ce qui cause l’absorption: Gaz neutre Gaz photoionisé du milieu

intergalactique Partiellement enrichi par le produit de la

nucléosynthèse En structures cohérentes sur plusieurs

centaines de kpc … impliquant une faible densité des

structures absorbantes

Mais qu’est-ce que c’est?

Nuages de gaz hautement ionisé (N(HI)/N(H) ≤ 10-4)

En équilibre de photoionisation avec le rayonnement de fond ionisant UV produit par les quasars

Optiquement mince Chauffé à T~3x104 K par la

photoionisation Les spectres observés sont cohérents sur

plusieurs lignes de visées

Qu’est-ce que la forêt Lyman-α ?

Le but: Déterminer la structure physique qui forme la forêt de

raies d’absorption(distribution de matière entre nous et le QSO)

Ce qui permet : L’étude des nuages à petite échelle Remonter jusqu’à z~5, quand l’Univers avait 10% de

son age actuel Les baryons qui forment maintenant les galaxies

étaient alors sous forme de gaz Savoir quand et comment les galaxies se sont formées Jusqu’à la cartographie des structures à grande

échelle(Cosmologie)

Comment l’observe-t-on? Lumière visible sur Terre ex: HIRES (Keck) L’Univers à z>2.5

Ultraviolet dans l’espace HST, HUT (Hopkins et Ultraviolet Telescope) sonder les absorbeurs

locaux

Maintenant possible d’avoir une vision globale

Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu

intergalactique

Spectroscopie basse résolution: Absorption moyenne

Diminution du flux (fraction moyenne du flux continu du QSO absorbé)

DA: diminution du flux entre les raies d’émission Lyα et Lyβ

effeef

fD

cont

obsA

111

fobs: flux observé (résiduel)fcont: flux estimé du continu non-absorbéτ: profondeur optique de la raie

Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu

intergalactique Absorption moyenne

Mesures de DA pour plusieurs z

On a donc une mesure de l’évolution du nombre de raies en fonction du z

Sans même résoudre les raies!

Mesure de la densité de gaz dans l’univers

effeef

fD

cont

obsA

111

Un outil cosmologique

Weinberg et al. (2003)

Probability distribution function de la diminution du flux D=1-e-τ

Les modèles avec des plus grandes amplitudes de fluctuations (σ8)

Ont une plus grande distribution de densité ρ Et ils ont une distribution de D corresondante plus large.

Les différences dans les PDF sont de ΔlogP~0.1�Pas très gros, mais mesurable

Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu

intergalactique

Résolution intermédiaireLorsqu’on distingue des raies d’absorption discrètesPossible de mesurer une largeur équivalenteLe nombre de raies (N) par unité de largeur équivalente

(W), ∂ 2N/∂ W∂ zmesure le degré de « clumpiness » de l’univers

Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique

Spectroscopie haute résolutionDécomposition des profils de Voigt

Forêt Lyα est résolue:

Si les nuages Lyα sont des entités discrètes, la technique de fit du profil de raie est la meilleure façon d’extraire l’information de la forêt Lyα.

Si la lumière est absorbée par un nuage dont les particules de gaz ont une distribution de vitesse gaussienne, le profil de Voigt donne une description exacte de la raie d’absorption.

Paramètre Doppler : somme quadratique des composantes de vitesse: M-B thermique et contribution gaussienne de la turbulence: turbb

m

kTb 22

Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu intergalactique

Profil de Voigt des raies spectrales: élargissement: Doppler et naturel par

amortissement (inverse de la durée de vie radiative)

Les profils de raie sont estimés par des profils de Voigt- Largeur des raies (paramètre de Doppler b=2 1/2 σ) - densité de colonne N(HI) - redshift

Minimisation X2 : décomposer le spectre en autant de profils de Voigt qu’il en faut pour reproduire la distribution observée.

turbbm

kTb 22

Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu

intergalactique Par contre, dans les modèles plus réalistes, les raies spectrales ne sont pas des profils de Voigt parfaits. Par ex: mouvement rotationnel, effondrement gravitationnel, galactic outflows Peuvent influencer le profil de la raie Difficiles à modéliser, mais peuvent donner de l’information sur les

structures. Ex: outflow dû à une galaxie naine

À très grande densité de colonne (log N(HI) ≥ 17), les nuagesdeviennent opaques à la radiation ionisante: discontinuité dans la

forêtLy α. Mesure relativement précise de la densité de colonne de gaz HI.

À partir de logN(HI)>18.5, damping wings deviennent visibles. Alors, la

largeur de la raie est une mesure de la densité de colonne.(courbes de croissance)

fe

Wcm

cm

N e42

23

2

Comment utiliser la forêt Lyman-α pour étudier le milieu

intergalactique

Spectre de puissance P(k):Transformée de Fourier du champ de densité spatial

(contraste de densité)

Spectre de Harrison-Zel'dovich: spectre de puissance des fluctuations de densité dans l'univers primordial

transformée de Fourier de la fonction de corrélation à deux points des fluctuations de densité dans l'univers

Fonction de l'échelle considérée (en l'occurrence du module du vecteur d'onde k associée à la longueur λ = 2π / k)

La dépendance du spectre en fonction du vecteur d'onde suit une loi de puissance

exposant (indice spectral) a une valeur de l'ordre de -3. - Wikipedia

Donc: mesure de la densité en fonction de l’échelle– Marie-Michèle

Le spectre de puissance

Teste le modèle ΛCDM dans un régime de redshift et de grandeur d’échelle inexploré précédemment.Confirme que le spectre de puissance passe de kn (primordial) à kn-4 à petite échelle.

Weinberg et al. (2003)

P(k):Transformée de Fourier du champ de densité spatial en fonction de l’échelle (contraste de densité)

Quelques résultats des observations

L’évolution de la forêt Lyα avec le redshift

Peterson (1978) : augmentation du nombre de nuages Lyα avec le z

De z=0 à z~1 : nb de nuages est constant Entre 1<z<2 : augmentation, décrite par une

loi de puissance (1+z)γ, avec 2<γ<3. À z ~4, la relation devient encore plus a pic (γ

) Une seule loi de puissance ne sert pas à bien

définir la relation entre dN/dz et z. Profondeur optique évolue fortement

Signification cosmologiqueObjectif:

Expliquer le nombre de nuages (densité), taille desnuages et leurs paramètres physique

Si, jusqu’à z~2, la plupart des baryons sont contenus dans le MIG, alors les galaxies à haut z seraient des traceurs de la distribution de matière

Simulations : forêt Ly alpha est produite par une hiérarchie de structures gazeuses. – Formes typiques : structure en feuille jusqu’à des filaments,

jusqu’à des halos gazeux sphériques, quand la densité de colonne augmente.

Reflète étroitement les fluctuations de densité de la distribution de matière générale induites par la gravité

Devrait faire une excellente sonde des structures de formation à haut redshift.

Laboratoire cosmologique

Mis à part le CMB, le MIG est le seul environnement astrophysique pour lequel les propriétés observables peuvent être calculées à partir d’un ensemble simple de conditions initiales cosmologiques

Relier la profondeur optique pour l’absorption Ly α avec :

densité moyenne baryonique (gazeuse) en unité de la densité critique Ωb,

constante de Hubble à un redshift z, H(z), température moyenne du gaz T, densité de baryons propre ρ, taux de photoionisation gradient de vitesse particulière local le long de la ligne

de visée. Convoluer avec un profil de Voigt pour inclure l’élargissement termique.

Simple ?

Simulations des structures à grande échelle

Prédire les proprités physiques du MIG et de la foret Ly alpha à haut redshift à partir des conditions initiales d’un modèle de formation de structure donné.

Le spectre de la foret Ly α est complètement décrit par la constante de Hubble, la densité de gaz, sa température, sa vitesse particulière, et la fraction de gaz neutre le long de la ligne de visée.

Prédire ces quantités pour une ligne de visée artificielle vers un QSO pour des tranches d’univers permet de comprendre les propriétés physiques des structures gazeuses.

Nature des absorbeurs Lyα

Systèmes à faible densité de colonne (log N(HI)<~14): - Structures en feuilles (Zeldovich pancake à petite échelle)-Gaz accrété par des faibles chocs-se condense en une couche dense qui se refroidit-présumément pour former des étoiles-gaz est confiné par gravité et ram pressure- « Cosmic Web »

80-90% des baryons seraient contenus dans les nuages à faible densité

Nuages à plus grande densité de colonne (log N(HI)~14):-Structures plus filamenteuses-S’étendent de manière continue et avec une épaisseur constante (~40-100 kpc) sur une distance de plusieurs mégaparsec.

log N(HI)~16: sphériques, ~minihalos, damped Lyα systems

-Chaînes de mini-halos, alignés comme des perles sur une corde

Nature des absorbeurs Lyα

HI column density contours for a slice of the 10h-1 Mpc (comoving)box from a cold dark matter model with a nonzero cosmological constant

Λ (ΛDM) by Miralda-Escudé et al (1996).

Gaz HI à grande échelle

Distribution de matière sombre

Figure tirée de Miralda-Escudé et al. (1996)

À grande échelle, la distribution de matière sombre suit la structure de feuilles, filaments et halos

La distribution de gaz et de matière sombre se suivent assez bien

Nature des absorbeurs Lyα

L’évolution de la forêt Lyα avec le temps à grand redshift est due à :

L’expansion de Hubble principalement et l’augmentation résultante de l’ionisation moyenne du

gaz Mouvement du gaz le long des filaments

Le nombre d’absorbeurs en fonction du z est donné par une loi de puissance brisée

Le brisure est due à un changement avec le temps de la dimensionalité des structures qui dominent l’absorption.

Un outil cosmologique

Si on considère plutôt la forêt Ly alpha comme étant produite par l’absorption due au MIG dont la densité varie, plutôt que comme un assemblage de raies discrètes:

Relation étroite entre la densité et la température du gaz à faible densité:

avec α≈ 0.6 (vient de la relation entre le chauffage par photoionisation et redroidissement adiabatique)

Relie le flux F du continu normalisé à la densité du gaz local

Foret Ly alpha comme une carte en 1 dimension, non linéaire, de la surdensité de gaz le long de la ligne de visée

Trace la densité de matière sombre aussi

)/(0TT

/

Un outil cosmologiqueSimuler la foret Lyα

Weinberg et al. (2003)

Spectre observé (Keck)

Agrandissement

Simulation, ΛCDMz=3, Ωm=0.4 , σ8=0.8, h=0.65

Réionisation(Cen et al. Nov 2009)

Le spectre de la foret Ly alpha à z=4.5± 0.5 dépend fortement de l’époque de la réionisation

Régions de grande densité réionisées en premier (premier endroit ou quasar et galaxies se sont

formés) Ensuite, expansion vers faible densité Le redshift de réionisation de chaque point

spatial est fortement corrélé avec le champ de densité à grande échelle

Forte anti-corrélation entre la température et le champ de densité à grande échelle

Reionisation

Cen et al. (2009)

Early (z~12) Late (z ~6)

EoST

simulationT

gaz

gazlog

Rouge/jaune: régions virialiséesLocation des sources ionisantes

Transmission du fluxLyman alpha

z=4

Plus de flux transmis dans les régions les moins densesTransmission réduite dans lesrégions de + grande densité

Conclusion/Résumé

Outil cosmologique puissant Sonder les nuages à petite et grande échelle Avec CMB: seul observable qui permet de sonder aussi loin Même à basse résolution, on peut extraire de l’information

utile Hiérarchie de structures gazeuses qui changent de

dimensionalié avec z Équation d’état qui relie T avec densité: carte de la densité de

matière, et matière sombre. Tester modèle de réionisation.

Et beaucoup plus encore!

FIN

Questions?