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Cosmologie

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Cosmologie Les grandes structures de lUnivers – PowerPoint PPT presentation

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Provided by: Eau41
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Title: Cosmologie


1
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 

8
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.

11
Taux de formation détoilesmodélisation VS.
observations
12
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
13
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

14
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)

15
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

16
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
17
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
18
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.

19
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
.
20
  • 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)

21
Weak Gravitational Lensing
Matrice de Distortion
Théorie
  • ? Mesure directe de la distribution de masse dans
    lunivers, sans lintermédiaire de la lumière.

22
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 )

23
Le spectre du cisaillement
24
Contraintes Cosmologiques actuelles
Tous les relevés cosmic shear Om 0.30 /- 0.1
s8 0.85 /- 0.15 (99)
25
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)

26
Contraintes Cosmologiques à venir
27
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

28
Avantages de lespace
29
Reconstruction du spectre de puisssance 3-D
30
Paramètres Cosmologiques
Fonction de corrélation et
nombre damas Wm 0.34 s8 0.71 /- 10
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