Les grandes Structures en cosmologie - LUTH

Les grandes Structures en cosmologie
JM.Alimi, PS.Corasaniti, J.Courtin Y.Rasera
Jérôme Courtin

La question de l'universalité de la
formation des structures
On tente depuis longtemps de prévoir les fonctions de masses qui régissent
la distribution des structures selon les échelles.
Des modèles bien connus comme celui de Press & Schechter donnent une
forme approximative à ces distributions.
Depuis quelques années, certains auteurs sont arrivés à la conclusion que la
formation des structures serait universelle, dans le sens où calculée dans les
variables approprièes, celle­ci ne dépendrait ni du temps ni du modèle ou
des paramètres cosmologiques mis en jeu.
Nous nous proposons de discuter cette question.

● Contexte cosmologique
PLAN
● Les structures et leurs observables
● L'universalité
● Perspectives

Observations et conséquences :
➢ Éloignement des galaxies voisines z ~ 0
➢ Galaxy survey z~0­1
➢ Weak lensing (­> Baryon + Dark Matter)
➢ Lyman­alpha clustering
➢ Supernovae SN 1a z : 0 ­> 1.5
➢ CMB z~1100
➢ Big Bang nucélosynthesis z ~ 10^10

Les modèles de quintessence

Les modèles de quintessence

Les structures et leurs observables
Pourquoi les structures comme observable cosmologique ?
Avantage : ­C'est un « enregistrement » de l'effet de la gravité.
­Elles sont très riches en information.
­Nombreuses observations dans les 10 prochaines années.
inconvénient : ­Leur nature très complexe => modélisation simplifiée

Les Simulations de matière noire

Les Simulations de matière noire

Les Simulations de matière noire

Les structures et leurs observables
0) structures = Halos + filaments + feuillets + vides +autres ?
1) Identifier les structures précisément : FOF ou SOD
2) évaluer leurs propriétés
➢ Nombre de halos par unité de volume
➢ Les fonctions de masse : dN/dLog(M)
➢ Quantités globales (définies sur l'ensemble du halo)
➢ Quantités internes : fonctions du rayon

Fonction de masse

L'universalité
Il exite des modèles analytiques ou de simples fits qui tentent de reproduire
un comportement universel des fonctions de masse.
Celles­ci ne dépendraient ni du redshift, ni du modèle ou de ses paramètres
cosmologiques.

Le collapse sphérique
● La méthode de détection des halos repose sur le paramètre de percolation
qui est lié la masse et à la surdensité moyenne d'un halo.
● L'universalité proposée par Jenkins, s'appuie sur un paramètre de
percolation b = 0.2 qui correspond à une surdensité Δ = 178 pour tous les
halos et tous les modèles (EdS). Mais cette prescription bien qu'associée aux
halos virialisés n'a pas de justification physique.
● Le modèle du collapse sphérique, permet par ailleurs de calculer pour
chaque modèle la surdensité d'un halo à la virialisation.

Le collapse sphérique
Univers de matière Ωm = 1
b = 0.2 Einstein ­ De Sitter
b = 0.1586 b = 0.164 b = 0.160

Differences entre les modèles a z = 0

Evolution avec le redshift

Evolution avec le redshift

Nature physique d'un halo
➢ Comment détecter un halo ?
On calcul une surdensité moyenne ce qui définit sa frontière.
➢ Comment lui attibuer une masse ?
A quel rayon s'arrette un halo : aspect dynamique de sa frontière
➢ Un halo n'est pas une structure statique : elle évolue.
➢ On ne sait pas actuellement définir proprement la masse d'un halo de
matière Noire.

Définition: 2T/V = 1
La virialisation
Pb halo dynamique : (2T­ Es)/V = 1
­> problème de convergence numérique.

Structure interne des halos
Quelle est la dynamique interne d'un halo ?
On peut regarder les quantités physiques en fonction du rayon :
­densité
­champs de vitesses
­état de virialisation
­moment cinétique
Notamment pour différentes gammes de masses.
Et essayer de raccorder ces données internes à son l'environnement.

Les profils
Certaines propriétées semblent dépendre de la masse, ce qui peut
fournir une raison physique pour donner une masse à un halo.

Les profils
On retrouve une loi de puissance en 1/R^3 type NFW

Perspectives
➢ Trouver le critère (sigma8 petit ?) qui donne des écarts significatifs avec la prédiction de
Jenkins. A relier avec une motivation physique de sélection des halos (Leur état virialisé ?
Un état “statique” ?)
➢ Lister et comparer les differentes observables des Halos pour les différents modèles.
(Où interviennent les différences)
➢ Déterminer d'autres critères de détection d'un halo, en s'appuyant sur sa structure interne,
qui donnerait une raison physique de le définir ainsi : b(M)
Q : Existe t'il une phénoménologie universelle dans la formation des halos ?
➢Produire des fits analytiques pour des modèles d'énergies noires validés par les données
d'observations.
➢ Réalisation d'une base de données (Y. Rasera F.Roy)