Observations de la Matière Noire

Observations de la Matière Noire

Observations de la Matire Noire Franoise Combes Observatoire de Paris (Luminy Septembre 02) Quelques points abords Courbes de rotation forme 3D des halos (polar rings, shells, etc..) Aplatissement, Flare, warp

Jusqu'o s'tendent les halos ? Relation de Tully-Fisher Matire noire baryonique Distribution ? Couplage matire noire/ gaz atomique Gaz H2 froid Courbes de rotation Nouveaux chantillons trs 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 modles de Maximum disk, avec un rapport M/L constant reproduisent toutes les courbes de rotation Pas besoin de matire noire sur tout le disque optique Seulement pour les parties externes en HI-21cm Conspiration? Courbes de rotation pas tellement plates, dpendant 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 gnrale de tous les potentiels? Courbe de rotation universelle ?

(Persic & Salucci 1996) Si normalise un rayon caractristique mais R23.5/rd n'est pas constant, plus grand dans les galaxies faible Vrot (Palunas & Williams 2000) Palunas & Williams 2000 Densits de surface

=>Profils de vitesses Soit DM ngligeable, soit trs couple la matire R23.5/rd Palunas & Williams

2000 R23.5/rd MI 0 M/L

MI 2.4 Type 4 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) DM/HI In average ~10 Courbes de rotation DM distribution radiale identique celle du gaz HI Le rapport DM/HI dpend lgrement 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: axisymtrique Orbites HI versus largeurs en vitesse

(Merrifield 2001) Si non-circulaire, on s'attend plus de scatter dans la relation de Tully-Fisher (qui n'est pas observ) 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 E5 (E-gal 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 trs aplati, sauf flaring Candidat du gaz froid

Galaxies Anneaux Polaires PRG Par accrtion? Par collision? Formation de PRG par accrtion 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 Mthode du flaring HI

z Comme les courbes de rotation renseignent sur la DM, la hauteur du plan en z renseignent sur la forme 3D de la DM hHI = fonction de DM (z=0) et vitesse z (HI) Les galaxies de face ont z (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 problme: dpend beaucoup de la masse DM lextrieur

Jusquo stend le halo? Grandes incertitudes: Y-a-t-il de la masse aprs la courbe HI? Le HI sinterrompt brutalement, par ionisation Si le halo est aplati, la masse lextrieur domine le potentiel lintrieur Paradoxalement, pour la mme 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) H suggre une troncation Rsultats des diverses mthodes Polar ring: mais le disque polaire est trs massif, et la matire noire aligne dans le plan polaire

HI-flaring: suppose une dispersion de vitesse ~10km/s X-ray isophotes Caveat: la troncature du halo fait une norme diffrence: Jusqu'o s'tendent les courbes de rotation? (Bland-Hawthorn et al 97) Statistics of 3D-shapes

Combes 2002 Extension des queues de mare Les Antennes Toomre & Toomre 1972 Hibbard

Simulations numriques (Dubinski et al 1996) La longueur des queues de mare contraint la quantit de matire noire et surtout sa concentration Matire noire locale

Beaucoup de travaux avant Hipparcos taient contradictoires Bahcall (1984) 1/2 de la matire locale est noire Bienaym et al (87) et Kuijken & Gilmore (89) Compatible avec aucune matire noire Bahcall et al (1992): 53% plus de DM que d'toiles visibles Crz et al (98) d'aprs Hipparcos pas de matire noire dans le disque Mais: densit stellaire = 0.04 Mo/pc3, densit totale 0.08 Mo/pc3

Hypothse d'homognit et stationnarit Aucune n'est satisfaite (bras spiraux, volution..) Matire Noire Baryonique requise La nuclosynthse contraint la quantit de baryons b ~ 0.01 - 0.09 ou 0.023 h-2 (Walker et al 1991, Smith et al 1993) Valeur confirme par les anisotropies CMB (Boomerang) La matire visible est seulement * ~ 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 Aprs 6 ans, 12 106 toiles dans le LMC 13-17 candidats (>> 2-4 attendus des toiles visibles dures 34-230 jours

<20% de la DM (< 50kpc) pourraient tre en MACHOS Masse = 0.5 (+0.3 - 0.2) Mo Les objets < 0.03Mo contribuent moins que 10% et mme < 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) Extrmement froids: bleus? (Hodgkin et al 00, Ibata et al 00) Galaxies extrieures: NGC 5907; Sackett et al 1994

(extension rouge, qui pourrait tre un warp, des dbris de mare Seules des naines blanches, avec de srieux problmes: IMF en fonction , pour viter les naines brunes et les SN avec production de mtaux (Carr 1994) Trop de luminosit dans le pass (Charlot & Silk 95), mais absorption par la poussire incertaine Opacit des Tev -rays contraint le DIRB venant des naines blanches (Graff et al 99, Freese et al 99) WD < 0.003 h70-1

production de mtaux (et aussi He) Binaires de naines blanches (X-rays) Seul autre candidat: le gaz Gaz chaud ou gaz froid? Gaz chaud associ aux nuages Ly-alpha. Mais seul est observ le gaz neutre (se recombinant), et ce n'est qu'une faible fraction Hypothse requise sur le rapport du gaz ionis (non observ)

au gaz neutre est au moins 104 ==> Pas sr que ce soit suffisant Le gaz molculaire 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 matire noire peut se transformer en toiles, Et expliquer lvolution le long de la squence de Hubble Structure fractale de lISM en quilibre avec le CMB T ~ 3 (1+z) K Optiquement mince dans le visible (peu de poussire) pais dans les raies H2 (cf Gunn-Peterson effect)

Evolution le long de la Squence de Hubble 1- Rapport bulbe/disque La concentration de masse crot (irrversible) 2- Pourcentage de masse de gaz dcrot 3- Masse totale crot, de Irr /Sc S0 4- Pourcentage de matire noire dcrot (Casertano &van Gorkom 91, Broeils 92)

5- Les spirales senroulent (Sc plus ouvert) Distributions radiales de gaz Distributions radiales de quelques composants dans la spirale NGC6946 CO suit une exponentielle, comme tout composant li la formation dtoiles Radio Continuum Luminosit Bleue

H-alpha Seul HI est diffrent N(H2) est 10 fois N(HI) au centre La molcule H2 Symtrique, pas de diple Transitions quadrupolaires J = J = +2 Molcule lgre => faible

moment dinertie niveaux dnergie levs Para (J pair) et ortho (J impair) les deux molcules sont comme deux espces diffrentes) Distribution H2 dans NGC891 (Valentijn, van der Werf 1999) Raie plus basse en

nergie 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 rcursive? Faon simple pour former un fractal hirarchique ML = N ML-1

rLD = NrL-1D = rL-1/rL= N-1/D cf Pfenniger & Combes 1994 D=2.2 Masse projete chelle log (15 mag) N=10, L=9

Facteur de remplissage en surface Forte fonction de D < 1% D=1.7 Pfenniger & Combes 1994 Gaz dans les parties externes Le gaz dans les parties externes est observ stable envers la

formation dtoiles, mais pas envers les perturbations gravitationnelles Exemples de HI-21cm, avec beaucoup de structures petite chelle, et une structure spirale grande chelle (cf M101, NGC 2915, etc..) Conditions similaires dans les LSB Densit en volume? Flaring? Linaire, R2, ou exponentiel ==> Formation dtoiles et stabilit gravitationnelle: pas le mme critre

NGC 2915 ATCA HI Regular rotation Bureau et al 99 Bar +spiral Q>5 no instability

Si la matire noire est dans le disque, cela rsoud le problme de crer les instabilits observes (barre + spirale) Mais alors, si le disque est instable, pourquoi ne forme-t-il pas dtoiles? Autre critre prenant en compte la densit de volume? Distribution warpe du HI dans NGC 2915 La halo noir pourrait tre triaxial, et prcesser trs lentement? (Bureau et al 1999)

Accrtion de gaz externe Renouvellement des barres, grce laccrtion de gaz (Bournaud & Combes 2002) Une galaxie est en continuelle volution, et accrte de la masse tout au long de sa vie Processus auto-rgul, travers les barres et les interactions Le rapport Mbulbe/Mdisque et la fraction de gaz voluent et le type morphologique peut osciller

Sans Avec accrtion Avec accrtion Bournaud & Combes 2002

Sans Evolution des galaxies par accrtion de gaz Histogramme de Qbarre Block et al 2002 Toute galaxie sera barre,

ou active, (ou les deux), et passera un certain temps comme early-type ou latetype Pour expliquer que la plupart des galaxies sont barres aujourdhui, il faut un fort taux daccrtion 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 Matire noire dans les amas de galaxies

Dans les amas, le gaz chaud domine la masse visible La majorit des baryons sont devenus visibles? fb = b / m ~ 0.15 La distribution radiale noir/visible est inverse 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 25% selon les amas Distribution radiale de la fraction de gaz chaud fg dans les amas

Labscisse est la densit moyenne dans le rayon r, normalise la densit critique (Sadat & Blanchard 2001) Conclusions La matire noire ne domine pas dans les disques optiques sauf pour les galaxies naines et LSB Pas de concentration, pas de cusp La forme 3D est encore incertaine. La mthode des PRG est peut tre la plus prometteuse?

HI flaring: dpend beaucoup de la troncature Extension des halos: statistique sur le lensing? Une grande partie de la matire noire dans les galaxies pourrait tre baryonique, influant considrablement sur l'volution des galaxies

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