CHAPITRE 5
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Figure 5-1 : Amplitude des fluctuations en fonction de leur taille. L'un des succès du modèle CDM est de prédire la distribution en échelles des amplitudes des fluctuations, qui sont observées avec plusieurs moyens (comme les anisotropies du fond micro-onde, les cartographies des galaxies comme le Sloan, l’abondance des amas). On représente ici le spectre de puissance des fluctuations P(k) en fonction de la fréquence spatiale k (l’inverse des échelles). La prédiction CDM (+ énergie noire) est la courbe sous-jacente aux points d’observation. Le trait plein est la théorie linéaire de l’effondrement gravitationnel, valable aux grandes échelles, la courbe en pointillé introduit l’effondrement non-linéaire des structures, qui commence à être très sensible aux petites échelles. Les deux échantillons de galaxies correspondent à l’ensemble total (toutes galaxies) et les galaxies rouges lumineuses -1- qui sont plus corrélées que l’ensemble, d’un facteur 3 environ. Ces dernières, plus lumineuses, sont détectables à de plus grandes distances, donc le volume considéré ici est plus vaste, ce qui explique la moindre dispersion. Il est bien connu (cf chapitre 4) que les galaxies lumineuses rouges sont en général des galaxies elliptiques, qui font partie d’environnements denses (groupes ou amas), ce qui explique leur plus grand taux de corrélation spatiale, et leur plus grand P(k) (d’après Tegmark et al 2006). Figure 5-2 : Ondes sonores (ou oscillations acoustiques) dans le fond cosmique de rayonnement et dans la distribution des galaxies (baryons). A gauche : Anisotropies du fond micro-onde cosmologique, en fonction de la fréquence spatiale (image obtenue par WMAP) Les points sont représentés avec les barres d’erreur dues au bruit. La courbe est l’ajustement de la théorie CDM aux points d'observation (symboles), incluant l’énergie noire. La région ombrée représente la variance cosmiquec'est-à-dire l’incertitude qui résulte du faible nombre de très grandes structures mesurées, à l’intérieur de notre horizon fini. A droite : Oscillations acoustiques correspondantes des baryons, obtenues en multipliant le spectre de puissance P(k) par k, pour mettre en évidence les rides dans la courbe (voir figure précédente). Les catalogues de galaxies montrent bien la première oscillation, et le spectre de puissance se poursuit ensuite fidèlement sur la courbe non-linéaire des modèles (d’après Tegmark et al 2006). -2- Figure 5-3 : Cisaillement gravitationnel. Simulation des déformations des images de galaxies d’arrière-plan par les lentilles gravitationnelles situées sur la ligne de visée, et notamment par un amas de galaxies situé en bas à droite. Les déformations consistent essentiellement en un cisaillement des images tangentiellement autour du centre de masse des lentilles. Par ces déformations, on mesure statistiquement l’ellipticité de milliers et millions de galaxies, ce qui permet de tracer une cartographie de la matière noire projetée sur le ciel. Cette méthode a l’avantage de déterminer la masse totale des structures, indépendamment du biais éventuel des galaxies (d’après Bernardeau et Mellier 2003). -3- Figure 5-4 : Illustration de l’effet ISW (Integrated Sachs-Wolfe). Les photons du fond micro-onde cosmologique entrent dans un puits de potentiel d’un superamas, à très grande échelle (symbolisé par la ligne en trait plein). Le temps de traversée du photon est de l’ordre de 500 millions d’années-lumière. Lors de sa descente dans le puits, le photon gagne de l’énergie. Si le puits de potentiel ne changeait pas durant toute la traversée, le photon perdrait exactement la même énergie à la sortie. Mais à cause de l’expansion accélérée de l’Univers due à l’énergie noire, les galaxies dans le super-amas s’éloignent entre elles, et leur puits de potentiel est moins profond (ligne en pointillé). Le bilan énergétique est donc positif pour le photon qui sort plus bleu qu’il n’est rentré. Cet effet a été observé devant des super-structures, en effectuant des corrélations croisées entre la carte des anisotropies WMAP et la carte des galaxies du relevé Sloan. -4- Figure 5-5 : Loi de Tully-Fisher pour les galaxies spirales. A gauche : Loi de Tully-Fisher reliant la vitesse de rotation (axe horizontal, en échelle log), à la luminosité de la galaxie dans la bande I (axe vertical, en luminosités solaires). La vitesse de rotation est obtenue à partir du profil de la raie HI à 21cm, corrigée de l’inclinaison de la galaxie (d’après Giovanelli et al 1997). Au milieu : Cette relation a ensuite été transformée en relation Vitesse-Masse, en choisissant un rapport Masse/Luminosité constant pour toutes les galaxies (voir diagramme du milieu). Les points en grisé correspondent aux galaxies naines, à faible vitesse de rotation, qui contiennent beaucoup de gaz. Mais seule la masse des étoiles a été prise en compte dans ce diagramme. A droite : la masse du gaz est ajoutée à la masse des étoiles, pour donner la masse totale baryonique des galaxies. La relation de TullyFisher est alors retrouvée. La droite est une loi de puissance de pente égale à 4 (d’après McGaugh et al 2000). -5- Figure 5-6 : Relations d’échelle pour les galaxies elliptiques. Plan fondamental des galaxies elliptiques, vu pratiquement par la tranche en projection dans ce diagramme reliant le rayon de la galaxie re, la dispersion de vitesse , et la brillance de surface (). Ces paramètres relient la masse visible (), et la masse noire () à la taille des objets (re). Ces paramètres sont confinés dans un plan, qui se projette en une droite, dans les axes de projection adéquats montrés ici. La position des galaxies dans ce plan nous apprend beaucoup sur les processus de formation des galaxies elliptiques, par exemple par fusion de galaxies plus petites. -6- Figure 5-7 : Problème des cuspides, prédites dans les simulations, alors que des cœurs sont observés. A gauche : profil radial de la matière noire dans les simulations cosmologiques dans le modèle CDM. La densité monte très vite vers le centre, lorsque le rayon décroît. A droite : profil radial de matière noire observé dans les galaxies, à partir des courbes de rotation du gaz. La densité ne croît plus vers le centre, mais atteint un plateau. On appelle ce composant central le « cœur », qui est caractéristique d’une distribution isotherme de particules (c’est-àdire à dispersion de vitesse constante). -7- Figure 5-8 : Loi de Tully-Fisher obtenue dans les simulations numériques de matière noire CDM (symboles pleins ou vides). Typiquement, la pente de la relation est bien reproduite par les modèles, par contre les points sont tous en dessous de la relation observée, qui correspond à la droite du haut (petits points). Ici les trois courbes correspondent à la relation de Giovanelli et al (1997), où le rapport M/L dans la bande I est varié (entre 0.,5, 1 et 2, la valeur la plus proche de la réalité). Pour une masse donnée, la vitesse de rotation obtenue est trop grande, car les galaxies se sont trop concentrées dans l’effondrement, et ont un rayon trop petit, alors que la prise en compte de la formation d’étoiles évite une concentration encore plus grande (d’après Sommer-Larsen et al 2003). -8- Figure 5-9 : Simulations des structures dans le modèle CDM. Structure d’un halo noir correspondant à une galaxie géante, comme la Voie Lactée (à gauche) ou à un amas de galaxies (à droite). Le bord de l'image correspond dans les deux cas aux rayons externes des structures, où tous les composants sont liés gravitationnellement (300 kpc à gauche, et 2 Mpc à droite). La grande ressemblance entre ces deux structures montre que celles-ci sont auto-similaires sur une grande gamme d’échelles, conséquence de l’indépendance d’échelle de la loi de la gravité. Les résultats correspondent bien aux observations pour les amas de galaxies, mais créent un problème pour les galaxies (d’après Moore et al 1999). -9- Figure 5-10 : Problème des galaxies satellites manquantes. Nombre de halos noirs en fonction de leur masse Mh, ou de leur vitesse circulaire Vc (Vc2 = G Mh/Rh, où Rh est le rayon caractéristique du halo, contenant la masse Mh), divisée par la vitesse de la structure parente (Vglobal). Les courbes proviennent des simulations numériques et sont tracées à la fois pour des sous-structures à l’intérieur du halo d’une galaxie géante typique comme la Voie Lactée (courbes en pointillé, correspondant à deux époques distantes de 4 milliards d’années) et pour des sous-structures correspondant à des galaxies à l’intérieur d’un amas typique de galaxies, comme Virgo (courbe pleine). Les points représentent les observations, avec la douzaine de satellites autour de la Voie Lactée (certains sont indiqués nommément), et les cercles vides correspondent à une moyenne sur les galaxies de l’amas de la Vierge. Noter que les deux courbes en pointillé sont équivalentes, l’évolution ne changeant pas le nombre de sous-structures (d’après Moore et al 1999). -10-
