Cosmologie

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Cosmologie Les grandes structures de lUnivers
Edouard Audit, DAPNIA/SAP
2
Le Contexte

• Modèle de concordance de la cosmologique
• OT 1, OL 0.7, OM 0.3, h0 0.65
• On semble converger sur lessentiel

reste à préciser les 97 restant.
3
O0 , H0 , ?
?

• Comprendre les mécanismes physiques
  de la formation des grandes structures
• Contraindre les modèles cosmologiques

4
Z5
5
Z1
6
Z0
7
Les ingrédients physiques

• Conditions initiales
• un spectre de fluctuations ( fluctuations
  quantiques portées aux échelles
  
  cosmiques
  grâce à linflation.)
• 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 (atomiquemoléculaire)
• La formation détoiles 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 jusquà
  aujourdhui par une approche  ab-initio 

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Un problème multi-échelles et multi-physiques
9
(No Transcript)
10
Les simulations permettent daborder la physique
complexe et non-linéaire de la formation des
structures Elles sont indispensables à la
préparation et à lexploitation des grands
relevés observationnels.
Fonction de corrélation, nombre damas, 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.

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Taux de formation détoilesmodélisation VS.
observations
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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
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JWST Le successeur de Hubble dans lInfrarouge

• Un miroir de 6,6 m
• Lancement en 2011 mission de 5 à 10 ans

• INSTRUMENT MIRI
• Spectro-imageur, 5-28 µm
• Participation française focalisée autour du banc
  optique de limageur (détecteur intégré au RAL,
  UK)
• Responsabilité managériale de la partie française
  
• Responsabilité  système  de lensemble

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Ces deux expériences ont des domaines spectraux
très complémentaires permettant de voir les
régions de formation stellaire et lémission
visible à très grands redshift

• Herschel est conçu pour la réalisation de larges
  relevés du ciel
• Le JWST a une meilleur résolution spatiale et
  une plus grande sensibilité

• Aux origines des galaxies
• Reconstruire l'évolution du nombre de galaxies et
  du taux de formation stellaire jusqu'à z10
  (premières structures)

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Les Amas de Galaxies - XMM

• Plus grandes structures de lUnivers
• Trois composantes principales
• Matière noire
• Gaz chaud (émission X)
• Galaxies (optique)

• Physique des amas
• Contraintes cosmologiques

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Physique des amas
L'amas de galaxies Coma un amas en fusion Les
amas grandissent en fusionant avec d'autres amas
ou groupe des galaxies
Sous-structures apres soustraction de l'emission
de l'amas principal
Emission X observée avec XMM-Newton
Carte de température de Coma Blancchaud
rougefroid
2 Mpc
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Profil de matière noire
Détermination de la distibution de la matière
noire dans les amas de galaxies avec l'approche
hydrostatique en utilisant le milieu intra-amas
qui émet en X
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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 lévolution des
  structures jusquà z1.

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Contraintes Croisées
Loi déchelle fixée pour les amas (erreur sur Wm
deux fois plus faible que WMAP)
Cosmologie fixée par Wmap
w
a
Wm
T
M (T/T)2 (1z)a
.
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• Prospective X
• La distribution de masse pour tester les modèles
  de Matière Noire Froide
• Lévolution des amas de galaxies avec le
  redshift.
• Contraindre les paramètres cosmologiques en
  utilisant les amas
• la physique interne des amas
• - leur fusion, comparaison avec lémission
  non-thermique
• visible dans le domaine radio
• - L'entropie dans les amas étudier le chauffage
  
• non gravitationelle dans les amas
• XEUS satellite avec des matrice de
  micro-bolomètres X
• (Univers chaud et lointain
  premiers amas)

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Weak Gravitational Lensing
Matrice de Distortion
Théorie

• ? Mesure directe de la distribution de masse dans
  lunivers, sans lintermédiaire de la lumière.

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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 strongweak
  lensing)
• Mesure des paramètres cosmologiques
• Energie noire le lensing, avec les SNIa, est le
  seul moyen actuel daccéder aux propriétés de
  lénergie noire
• contraintes  orthogonales  aux autres méthodes
• Tests gravité à grande échelle ?
• Etude des galaxies lointaines (des
  centaines/(milliers?) darclets à z 10 )

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Le spectre du cisaillement
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Contraintes Cosmologiques actuelles
Tous les relevés cosmic shear Om 0.30 /- 0.1
s8 0.85 /- 0.15 (99)
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Le CFHTLS (170 deg2, 20 gal/arcmin2 )

• Gain CFHTLSCMB CMB seul
• x3 sur ?m, x2.5 sur ?8, x2 sur h, x1.7
  sur ns, ?s
• Om 0.27 /- 0.07 s8 0.90 /- 0.06 (99)

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Contraintes Cosmologiques à venir
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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

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Avantages de lespace
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Reconstruction du spectre de puisssance 3-D
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Paramètres Cosmologiques
Fonction de corrélation et
nombre damas Wm 0.34 s8 0.71 /- 10