Observations de la Matière Noire

Observations de la Matière Noire
Françoise Combes
Observatoire de Paris
(Luminy Septembre 02)
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
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)
Buchorn 1994
Great attractor
project
Halpha Velocities
I-band images
Buchorn 1994
552 galaxies
more than 90% compatible with
constant M/L
Details of the spiral structure
retrieved in the rotation curve
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)
Palunas & Williams
2000
Densités de surface
=>Profils de vitesses
Soit DM négligeable,
soit très couplée à
la matière
R23.5/rd
Palunas &
Williams
2000
R23.5/rd
m0
M/L
MI
MI
2.4
4
Type
V
Persic & Salucci 1996
RC slope
M
M –23.2
to –18.5
V 300 to 76
V
Casertano & van Gorkom 1991
Fin de la conspiration?
Dwarf Irr : DDO154 the prototype
Carignan & Beaulieu 1989
Hoffman et al 2001
Hoekstra et al (2001)
sDM/sHI
In average ~10
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
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 ?
Forme 3D des halos de DM
Non-baryonique: 1/2 oblate, 1/2 prolate, c/a =0.5, b/a=0.7
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/a=0.5 b/a > 0.7
(Dubinski 94, Katz & Gunn 91)
Dissipatif  très aplati, sauf flaring
Candidat du gaz froid
Galaxies à Anneaux Polaires
PRG
Par accrétion?
Par collision?
Formation de PRG par accrétion
Bournaud
& Combes
2002
NGC 4650A
NGC 660
Formation de PRG par collision
Tully-Fisher pour les PRG
TF dans la bande I
Iodice et al 2002
TF dans la bande K
Tully-Fisher pour les SO
SO
"Mass" TF
Bournaud & Combes 2002
NGC 4650A detailed model
Combes & Arnaboldi
1996
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 (z=0) et vitesse sz (HI)
Les galaxies de face ont sz (HI) ~ 10km/s
NGC 4244: DM aplatie (Olling 1995, 96) q=c/a = 0.2
NGC 891 aplatie aussi (Becquaert & Combes 1997) q=0.2
Le problème: dépend beaucoup de la masse DM à l’extérieur
Jusqu’où s’étend le halo?
Grandes incertitudes:
Y-a-t-il de la masse après la courbe HI?
Le HI s’interrompt brutalement, par ionisation
Si le halo est aplati, la masse à l’extérieur domine le potentiel à
l’intérieur
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 q=0.1, M31, q=0.2
(Becquaert et al 98)
Bland-Hawthorn et al (97) Ha suggère une troncation
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)
Statistics of 3D-shapes
Combes 2002
Extension des queues de marée
Les Antennes
Toomre & Toomre
1972
Hibbard
Simulations numériques
(Dubinski et al 1996)
La longueur des queues de
marée contraint la
quantité de matière noire
et surtout sa concentration
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..)
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
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 (>> 2-4 attendus des étoiles visibles
durées 34-230 jours
<20% de la DM (< 50kpc) pourraient être en MACHOS
Masse = 0.5 (+0.3 - 0.2) Mo
Les objets < 0.03Mo contribuent moins que 10%
et même < 1% selon Freese et al 1999
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 < 0.003 h70-1
•production de métaux (et aussi He)
•Binaires de naines blanches (X-rays)
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
==> Pas sûr que ce soit suffisant
Le gaz moléculaire froid
1- Prolongation du disque de gaz visible, avec flaring+rotation
(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 l’évolution le long de la séquence de Hubble
•Structure fractale de l’ISM
en équilibre avec le CMB T ~ 3 (1+z) K
•Optiquement mince dans le visible (peu de poussière)
épais dans les raies H2 (cf Gunn-Peterson effect)
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 s’enroulent (Sc plus ouvert)
Distributions radiales de gaz
Distributions radiales de quelques composants dans la spirale NGC6946
CO suit une exponentielle, comme
tout composant lié à la formation
d’étoiles
•Radio Continuum
•Luminosité Bleue
•H-alpha
Seul HI est différent
N(H2) est 10 fois N(HI) au centre
La molécule H2
• Symétrique, pas de dipôle
• Transitions quadrupolaires
ΔJ = +2
• Molécule légère => faible
moment d’inertie niveaux
d’énergie élevés
• Para (J pair) et ortho (J impair) les
deux molécules sont comme deux
espèces différentes)
Distribution H2 dans NGC891 (Valentijn, van der Werf 1999)
Raie plus basse en
énergie S(0) plus
large en vitesse
NGC 891, Raies de pure rotation H2 S(0) & S(1)
D=1.8
Formation par fragmentation de Jeans récursive?
Façon simple pour former un fractal hiérarchique
ML = N ML-1
rLD = NrL-1D
α = rL-1/rL= N-1/D
cf Pfenniger & Combes 1994
D=2.2
Masse projetée
échelle log (15 mag)
N=10, L=9
Facteur de remplissage
en surface
Forte fonction de D
< 1% à D=1.7
Pfenniger & Combes 1994
Gaz dans les parties externes
Le gaz dans les parties externes est observé stable envers la
formation d’étoiles, mais pas envers les perturbations
gravitationnelles
Exemples 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
==> Formation d’étoiles et stabilité gravitationnelle:
pas le même critère
NGC 2915
ATCA HI
Regular rotation
Bureau et al 99
Bar +spiral
Q>5
no instability
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
d’étoiles?
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)
Accrétion de gaz externe
Renouvellement des barres, grâce à l’accrétion 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
Avec accrétion
Bournaud & Combes 2002
Sans
Evolution des galaxies
par accrétion de gaz
Histogramme de Qbarre
Block et al 2002
Toute galaxie sera barrée,
ou active, (ou les deux),
et passera un certain temps
comme early-type ou latetype
Pour expliquer que la plupart des galaxies sont barrées aujourd’hui,
il faut un fort taux d’accrétion de gaz
Une galaxie double sa masse en 10 Gans
Solid: observed
Dash: with accretion
Dots: without
Block, Bournaud, Combes, Puerari, Buta 2002
Same with bar from
axis ratio
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
Distribution radiale de la fraction de gaz chaud fg dans les amas
L’abscisse est la densité moyenne dans le rayon r, normalisée
à la densité critique (Sadat & Blanchard 2001)
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