Astronomie

Le superamas Abell 1689 a-t-il un moment cinétique ?

Le superamas Abell 1689 a-t-il un moment cinétique ?

L'Abell 1689 est un grand groupe de galaxies, contenant beaucoup de galaxies elliptiques :

https://en.wikipedia.org/wiki/Abell_1689

Habituellement, une galaxie elliptique n'a pas un grand moment angulaire autour de son centre de masse (moment angulaire de spin, si vous préférez).

Ma question concerne le groupe galactique, globalement dans son ensemble. A-t-il un moment cinétique autour de son centre de masse, ou devrait-il être négligeable ?


Je n'ai pas étudié spécifiquement cet amas de galaxies. Cependant, je peux parler de systèmes comme les amas de galaxies qui ont un grand nombre de corps suffisamment proches pour avoir un effet gravitationnel non négligeable les uns sur les autres. Pour un tel système à n corps, où n est grand (un système solaire, une galaxie, un amas de galaxies,… ), on peut supposer que, 1. il existe un moment angulaire net du système, et 2. il est raisonnable de supposer que ce moment cinétique est non négligeable. J'énonce 1 et 2 sur la base de ce qui suit (très modèle général du système solaire et de la formation des amas de galaxies).

De tels systèmes à n corps se forment par l'effondrement d'une très grande quantité de gaz, de poussière et d'autres minéraux. Lorsqu'ils sont complètement étendus, ces nuages ​​​​sont froids, la vitesse d'une molécule ou d'un atome donné est comparativement lente. Cependant, il est très improbable que le moment cinétique total du nuage de gaz soit nul, et plus important encore, qu'il soit proche de zéro. De ce point, il est facile de raisonner que, tant qu'aucune impulsion angulaire n'est appliquée au système et qu'aucune masse n'est ajoutée ou retirée du système, le nuage de gaz peut s'effondrer ou se disperser de quelque manière que ce soit est compatible avec la conservation de l'angle moment, et le moment angulaire du système ne changera pas. Ainsi, un amas de galaxies comme Abel 1689 devrait avoir un moment cinétique non négligeable.

Mais j'ai sauté l'étape logique la plus importante de l'argument ci-dessus. J'ai simplement supposé à nouveau que le moment angulaire du nuage de gaz ne serait même pas proche de zéro, déplaçant effectivement le niveau de l'explication d'un niveau. Malheureusement, la meilleure réponse à « pourquoi les nuages ​​de gaz ont-ils un moment angulaire non négligeable ? » nécessite d'expliquer d'où viennent les nuages ​​de gaz. L'étendue de ma compréhension ici est que les nuages ​​​​de gaz qui ont formé des amas de galaxies n'existaient qu'au tout début de l'univers. Une fois qu'ils se sont effondrés en galaxies, il n'y a aucun processus qui aurait pu provoquer la dispersion d'un amas de galaxies (ou même d'une galaxie) si complètement qu'il forme un nouveau nuage de gaz de très faible densité qui peut se ré-effondrer. Ainsi, le gaz qui a formé l'amas de galaxies doit avoir un moment angulaire si le système d'amas de galaxies doit avoir un moment angulaire.

Je ne sais pas si la somme totale du moment angulaire dans l'univers est dite égale à zéro ou à une valeur finie. Cependant, je sais que même s'il est nul, les régions localisées de la matière dans un système qui a un moment angulaire nul n'ont pas besoin également d'avoir un moment angulaire nul. Ainsi, le système Abell 1689 pourrait être l'une de ces régions locales avec un moment angulaire non nul.

Continuation: Selon La perspective cosmique : septième édition, lorsque l'on considère les galaxies qui ne sont pas encore entrées en collision avec une autre galaxie, le moment angulaire initial du nuage protogalactique contribue largement à déterminer si une galaxie sera une galaxie spirale ou elliptique.

Concernant les amas de galaxies elliptiques, TCP a ceci à dire : « Les observations de galaxies en amas soutiennent l'idée qu'au moins certaines galaxies elliptiques résultent de collisions et de fusions ultérieures. Les galaxies elliptiques dominent les populations de galaxies au cœur des amas denses de galaxies, devrait être le plus fréquent. Ce fait peut signifier que toutes les spirales une fois présentes sont devenues elliptiques par collisions. "

Ainsi, TCP suggère dans ce paragraphe qu'au moins certains amas contiennent des noyaux denses de galaxies elliptiques résultant de collisions et fusions des galaxies qui avaient des moments angulaires nettement différents, résultant en une nouvelle galaxie qui a beaucoup moins de moment angulaire.

Mais cela ne répond pas vraiment à votre question non plus. J'ai également recherché des articles scientifiques pour trouver un consensus sur les caractéristiques typiques du moment angulaire, et j'en ai trouvé très peu. La plupart des discussions sur la formation des amas de galaxies portent sur la formation et l'effondrement des filaments. Le seul article de note que j'ai trouvé était de Tom Crawford à l'Université de Chicago : askanastronomer.org

"La classe de structures la plus évidente et la plus incontestée au-delà de la galaxie est le groupe ou amas de galaxies. Ces structures consistent en des dizaines à des milliers de galaxies individuelles qui sont liées par gravité les unes aux autres et orbitent autour d'un centre commun. Ce centre n'est pas défini par certains énorme objet central, comme le Soleil définit le centre de notre système solaire, mais plutôt par le centre de toute la masse de l'amas, y compris la matière noire.En fait, la matière noire domine le budget de masse des amas de galaxies, l'emportant sur la matière normale par un rapport d'environ cinq pour un."

Cette description suggère plus que de simples mouvements "aléatoires" d'objets gravitationnellement limités (galaxies), mais ne dit absolument rien sur les moments angulaires nets de ces systèmes.


Certains amas de galaxies ont des gradients de vitesse de rotation globale ou de ligne de visée, probablement à la suite de fusions précédentes. La preuve en vient d'une analyse des positions et des décalages vers le rouge des galaxies constituantes (Hwang & Lee 2007). En principe, on pourrait rechercher des signatures similaires dans les rayons X du milieu intra-amas chaud, mais la technologie fait toujours défaut (Bianconi et. al. 2013).

L'enquête la plus récente que j'ai pu trouver est celle de Manolopolou & Plionis (2017) utilisant les données SDSS DR10. Abell 1689 n'est pas sur leur liste. Selon des études antérieures (par exemple Lokas et al. 2006), la structure de vitesse de cet amas est complexe, avec de multiples structures le long de la ligne de visée. La similitude du potentiel gravitationnel de l'amas déduit de la lentille gravitationnelle et du gaz émetteur de rayons X sous l'hypothèse d'un équilibre hydrostatique suggère que les contributions de la rotation ou de la turbulence dans le milieu intraamas sont faibles (Tchernin et al. 2015).


Amas de la Vierge

le Amas de la Vierge est un grand amas de galaxies dont le centre est distant de 53,8 ± 0,3 Mly (16,5 ± 0,1 Mpc) [2] dans la constellation de la Vierge. Comprenant environ 1 300 (et peut-être jusqu'à 2 000) galaxies membres, [3] l'amas forme le cœur du plus grand Superamas de la Vierge, dont le Groupe Local (contenant notre galaxie de la Voie Lactée) est membre. Le groupe local expérimente en fait la masse du superamas de la Vierge comme le flux virgocentrique. On estime que la masse de l'amas de la Vierge est de 1,2 × 10 15 M jusqu'à 8 degrés du centre du cluster ou un rayon d'environ 2,2 Mpc. [4]

La plupart des galaxies les plus brillantes de cet amas, y compris la galaxie elliptique géante Messier 87, ont été découvertes à la fin des années 1770 et au début des années 1780, puis incluses dans le catalogue d'objets flous non cométaires de Charles Messier. Décrites par Messier comme des nébuleuses sans étoiles, leur vraie nature n'a été reconnue que dans les années 1920. [UNE]

L'amas sous-tend un arc maximum d'environ 8 degrés centré dans la constellation de la Vierge. Bien que certains des membres les plus importants de l'amas puissent être vus avec des instruments plus petits, un télescope de 6 pouces révélera environ 160 des galaxies de l'amas par nuit claire. Son membre le plus brillant est la galaxie elliptique Messier 49 mais son membre le plus célèbre est la galaxie elliptique Messier 87, qui est située au centre de l'amas. [6]


Détecteurs d'ondes gravitationnelles

II.D Fusionner les binaires

Les systèmes binaires tels que PSR 1913 + 16 émettent des ondes gravitationnelles. Nous avons vu ci-dessus l'intensité de déformation [par Eq. (5) ] pour un système binaire d'étoiles à neutrons dans l'amas de la Vierge , la déformation est h 10 −21 . Étant donné que l'émission d'ondes gravitationnelles produit un rétrécissement progressif du rayon de l'orbite, la fréquence des ondes augmente sous forme de chirp, jusqu'à la coalescence finale. Plus la fréquence de coupure du détecteur est basse, plus le temps de surveillance de la forme d'onde est long. L'amplitude et le taux de chirp dépendent de la masse de gazouillis M c = 3 / 5 M t 2 / 5 , où est la masse réduite et Mt est la masse totale du système. La mesure du temps de chirp permet de déduire la masse de chirp, et la distance à la source peut être déterminée à partir de l'amplitude.

La simplicité du système fait de cet événement la signature potentiellement la plus claire pour les ondes gravitationnelles. La coalescence de systèmes binaires compacts—étoile à neutrons/étoile à neutrons (NS/NS), étoile à neutrons/trou noir (NS/BH), trou noir/trou noir (BH/BH)—peut fournir des informations sur plusieurs sujets de physique. La coalescence NS/NS peut fournir une sonde de l'équation d'état nucléaire et, espérons-le, une explication du phénomène de sursaut de rayons . La coalescence BH/BH peut fournir un superbe test de la théorie de la relativité générale dans le régime de forte gravité. Le taux d'événement prédit par galaxie est ∼10 −5 an −1 pour NS/NS et ∼10 −7 an −1 pour la coalescence BH/BH. Pour avoir quelques événements par an, il est nécessaire d'avoir des détecteurs sensibles jusqu'à 200 Mpc (dont 6 × 10 5 galaxies).


Contenu

Histoire ancienne Modifier

L'hypothèse de la matière noire a une histoire complexe. [17] Dans une conférence donnée en 1884, [18] Lord Kelvin a estimé le nombre de corps sombres dans la Voie lactée à partir de la dispersion de vitesse observée des étoiles en orbite autour du centre de la galaxie. En utilisant ces mesures, il a estimé la masse de la galaxie, qu'il a déterminée est différente de la masse des étoiles visibles. Lord Kelvin a ainsi conclu que "beaucoup de nos étoiles, peut-être une grande majorité d'entre elles, peuvent être des corps sombres". [19] [20] En 1906 Henri Poincaré dans "La Voie Lactée et la Théorie des Gaz" a utilisé "la matière noire", ou "matière obscure" en français, en discutant le travail de Kelvin. [21] [20]

Le premier à suggérer l'existence de la matière noire en utilisant les vitesses stellaires était l'astronome néerlandais Jacobus Kapteyn en 1922. [22] [23] Son collègue néerlandais et pionnier de la radioastronomie Jan Oort a également émis l'hypothèse de l'existence de la matière noire en 1932. [23] [24] [25] Oort étudiait les mouvements stellaires dans le voisinage galactique local et a découvert que la masse dans le plan galactique doit être supérieure à ce qui a été observé, mais cette mesure a été plus tard déterminée comme étant erronée. [26]

En 1933, l'astrophysicien suisse Fritz Zwicky, qui a étudié les amas de galaxies alors qu'il travaillait au California Institute of Technology, a fait une conclusion similaire. [27] [28] Zwicky a appliqué le théorème virial au Coma Cluster et a obtenu la preuve d'une masse invisible qu'il a appelée dunk materie ('matière noire'). Zwicky a estimé sa masse sur la base des mouvements des galaxies près de son bord et l'a comparée à une estimation basée sur sa luminosité et le nombre de galaxies. Il a estimé que l'amas avait environ 400 fois plus de masse que ce qui était visuellement observable. L'effet de gravité des galaxies visibles était bien trop faible pour des orbites aussi rapides, donc la masse doit être cachée à la vue. Sur la base de ces conclusions, Zwicky a déduit que de la matière invisible fournissait la masse et l'attraction gravitationnelle associée pour maintenir l'amas ensemble. [29] Les estimations de Zwicky étaient décalées de plus d'un ordre de grandeur, principalement en raison d'une valeur obsolète de la constante de Hubble [30] le même calcul montre aujourd'hui une fraction plus petite, en utilisant des valeurs plus élevées pour la masse lumineuse. Néanmoins, Zwicky a correctement conclu de son calcul que la majeure partie de l'affaire était sombre. [20]

D'autres indications que le rapport masse-lumière n'était pas égal à l'unité provenaient des mesures des courbes de rotation des galaxies. En 1939, Horace W. Babcock a rapporté la courbe de rotation de la nébuleuse d'Andromède (connue maintenant sous le nom de galaxie d'Andromède), ce qui suggère que le rapport masse-luminosité augmente radialement. [31] Il l'a attribué soit à l'absorption de lumière dans la galaxie, soit à la dynamique modifiée dans les parties extérieures de la spirale et non à la matière manquante qu'il avait découverte. À la suite du rapport de Babcock en 1939 sur une rotation étonnamment rapide à la périphérie de la galaxie d'Andromède et un rapport masse-lumière de 50 en 1940, Jan Oort a découvert et écrit sur le grand halo non visible de NGC 3115. [32]

Années 1970 Modifier

Les travaux de Vera Rubin, Kent Ford et Ken Freeman dans les années 1960 et 1970 [33] ont fourni d'autres preuves solides, en utilisant également les courbes de rotation des galaxies. [34] [35] [36] Rubin et Ford ont travaillé avec un nouveau spectrographe pour mesurer la courbe de vitesse des galaxies spirales latérales avec une plus grande précision. [36] Ce résultat a été confirmé en 1978. [37] Un article influent a présenté les résultats de Rubin et Ford en 1980. [38] Ils ont montré que la plupart des galaxies doivent contenir environ six fois plus de masse sombre que visible [39] ainsi, vers 1980 le besoin apparent de matière noire était largement reconnu comme un problème majeur non résolu en astronomie. [34]

Au même moment où Rubin et Ford exploraient les courbes de rotation optique, les radioastronomes utilisaient de nouveaux radiotélescopes pour cartographier la ligne de 21 cm de l'hydrogène atomique dans les galaxies voisines. La distribution radiale de l'hydrogène atomique interstellaire (H-I) s'étend souvent à des rayons galactiques beaucoup plus grands que ceux accessibles par les études optiques, étendant l'échantillonnage des courbes de rotation – et donc de la distribution de masse totale – à un nouveau régime dynamique. Les premières cartographies d'Andromède avec le télescope de 300 pieds à Green Bank [40] et la parabole de 250 pieds à Jodrell Bank [41] ont déjà montré que la courbe de rotation H-I ne traçait pas le déclin képlérien attendu. Au fur et à mesure que des récepteurs plus sensibles sont devenus disponibles, Morton Roberts et Robert Whitehurst [42] ont pu tracer la vitesse de rotation d'Andromède jusqu'à 30 kpc, bien au-delà des mesures optiques. Illustrant l'avantage de tracer le disque de gaz à de grands rayons, la figure 16 de cet article [42] combine les données optiques [36] (le groupe de points à des rayons de moins de 15 kpc avec un seul point plus loin) avec les données HI entre 20 et 30 kpc, montrant la planéité de la courbe de rotation externe de la galaxie, la courbe pleine culminant au centre est la densité de surface optique, tandis que l'autre courbe montre la masse cumulée, augmentant toujours linéairement à la mesure la plus externe. En parallèle, l'utilisation de réseaux interférométriques pour la spectroscopie H-I extragalactique était en cours de développement. En 1972, David Rogstad et Seth Shostak [43] ont publié les courbes de rotation HI de cinq spirales cartographiées avec l'interféromètre d'Owens Valley. leurs disques HI étendus.

Un flux d'observations dans les années 1980 a soutenu la présence de matière noire, y compris la lentille gravitationnelle des objets de fond par les amas de galaxies, [44] la distribution de la température du gaz chaud dans les galaxies et les amas, et le modèle d'anisotropies dans le fond diffus cosmologique. Selon le consensus parmi les cosmologistes, la matière noire est principalement composée d'un type de particule subatomique non encore caractérisé. [14] [45] La recherche de cette particule, par divers moyens, est l'un des efforts majeurs de la physique des particules. [15]

En cosmologie standard, la matière est tout ce dont la densité d'énergie s'échelonne avec l'inverse du cube du facteur d'échelle, c'est-à-dire, ρune -3 . Ceci contraste avec le rayonnement, qui s'échelonne comme la quatrième puissance inverse du facteur d'échelle ρune -4 , et une constante cosmologique, qui est indépendante de une. Ces échelles peuvent être comprises intuitivement : Pour une particule ordinaire dans une boîte cubique, doubler la longueur des côtés de la boîte diminue la densité (et donc la densité d'énergie) d'un facteur 8 (= 2 3 ). Pour le rayonnement, la densité d'énergie diminue d'un facteur 16 (= 2 4 ), car tout acte dont l'effet augmente le facteur d'échelle doit également provoquer un redshift proportionnel [ plus d'explications nécessaires ] . Une constante cosmologique, en tant que propriété intrinsèque de l'espace, a une densité d'énergie constante quel que soit le volume considéré. [46] [c]

En principe, la "matière noire" désigne tous les composants de l'univers qui ne sont pas visibles mais obéissent toujours ρune -3 . En pratique, le terme "matière noire" est souvent utilisé pour désigner uniquement le composant non baryonique de la matière noire, c'est-à-dire à l'exclusion des "baryons manquants". Le contexte indiquera généralement quel sens est voulu.

Courbes de rotation de la galaxie Modifier

Les bras des galaxies spirales tournent autour du centre galactique. La densité de masse lumineuse d'une galaxie spirale diminue à mesure que l'on va du centre vers la périphérie. Si la masse lumineuse était tout le problème, alors nous pouvons modéliser la galaxie comme une masse ponctuelle au centre et tester les masses en orbite autour d'elle, comme le système solaire. [d] D'après la deuxième loi de Kepler, on s'attend à ce que les vitesses de rotation diminuent avec la distance par rapport au centre, comme dans le système solaire. Ceci n'est pas observé. [48] ​​Au lieu de cela, la courbe de rotation de la galaxie reste plate à mesure que la distance par rapport au centre augmente.

Si les lois de Kepler sont correctes, alors le moyen évident de résoudre cet écart est de conclure que la distribution de masse dans les galaxies spirales n'est pas similaire à celle du système solaire. En particulier, il y a beaucoup de matière non lumineuse (matière noire) à la périphérie de la galaxie.

Dispersions de vitesse Modifier

Les étoiles dans les systèmes liés doivent obéir au théorème du viriel. Le théorème, ainsi que la distribution de vitesse mesurée, peut être utilisé pour mesurer la distribution de masse dans un système lié, comme les galaxies elliptiques ou les amas globulaires. À quelques exceptions près, les estimations de dispersion de vitesse des galaxies elliptiques [49] ne correspondent pas à la dispersion de vitesse prédite à partir de la distribution de masse observée, même en supposant des distributions compliquées des orbites stellaires. [50]

Comme pour les courbes de rotation des galaxies, le moyen évident de résoudre l'écart est de postuler l'existence de matière non lumineuse.

Amas de galaxies Modifier

Les amas de galaxies sont particulièrement importants pour les études sur la matière noire car leurs masses peuvent être estimées de trois manières indépendantes :

  • De la dispersion en vitesses radiales des galaxies au sein des amas
  • A partir des rayons X émis par les gaz chauds dans les amas. À partir du spectre d'énergie et du flux des rayons X, la température et la densité du gaz peuvent être estimées, donnant ainsi la pression en supposant que l'équilibre de pression et de gravité détermine le profil de masse de l'amas. (généralement de galaxies plus éloignées) peut mesurer les masses d'amas sans se fier aux observations de la dynamique (par exemple, la vitesse).

Généralement, ces trois méthodes sont en accord raisonnable que la matière noire l'emporte sur la matière visible d'environ 5 à 1. [51]

Lentille gravitationnelle Modifier

L'une des conséquences de la relativité générale est que des objets massifs (comme un amas de galaxies) se trouvent entre une source plus éloignée (comme un quasar) et qu'un observateur doit agir comme une lentille pour courber la lumière de cette source. Plus un objet est massif, plus on observe de lentilles.

La lentille forte est la distorsion observée des galaxies d'arrière-plan en arcs lorsque leur lumière passe à travers une telle lentille gravitationnelle. Il a été observé autour de nombreux amas distants dont Abell 1689. [53] En mesurant la géométrie de distorsion, la masse de l'amas intermédiaire peut être obtenue. Dans les dizaines de cas où cela a été fait, les rapports masse/lumière obtenus correspondent aux mesures dynamiques de matière noire des amas. [54] L'objectif peut conduire à plusieurs copies d'une image. En analysant la distribution de plusieurs copies d'images, les scientifiques ont pu déduire et cartographier la distribution de la matière noire autour de l'amas de galaxies MACS J0416.1-2403. [55] [56]

La lentille gravitationnelle faible étudie les distorsions infimes des galaxies, en utilisant des analyses statistiques provenant de vastes études de galaxies. En examinant la déformation apparente de cisaillement des galaxies de fond adjacentes, la distribution moyenne de la matière noire peut être caractérisée. Les rapports masse/lumière correspondent aux densités de matière noire prédites par d'autres mesures de structure à grande échelle. [57] La ​​matière noire ne plie pas la lumière elle-même la masse (dans ce cas la masse de la matière noire) plie l'espace-temps. La lumière suit la courbure de l'espace-temps, ce qui entraîne l'effet de lentille. [58] [59]

En mai 2021, une nouvelle carte détaillée de la matière noire a été révélée par la Dark Energy Survey Collaboration. [60] De plus, la carte a révélé des structures filamentaires non découvertes auparavant reliant les galaxies, en utilisant une méthode d'apprentissage automatique. [61]

Fond de micro-ondes cosmique Modifier

Bien que la matière noire et la matière ordinaire soient toutes deux de la matière, elles ne se comportent pas de la même manière. En particulier, dans l'univers primitif, la matière ordinaire était ionisée et interagissait fortement avec le rayonnement via la diffusion Thomson. La matière noire n'interagit pas directement avec le rayonnement, mais elle affecte le CMB par son potentiel gravitationnel (principalement à grande échelle) et par ses effets sur la densité et la vitesse de la matière ordinaire. Les perturbations de la matière ordinaire et noire évoluent donc différemment avec le temps et laissent des empreintes différentes sur le fond diffus cosmologique (CMB).

Le fond diffus cosmologique est très proche d'un corps noir parfait mais contient de très petites anisotropies de température de quelques parties sur 100 000. Une carte du ciel d'anisotropies peut être décomposée en un spectre de puissance angulaire, qui contient une série de pics acoustiques à un espacement presque égal mais à des hauteurs différentes. La série de pics peut être prédite pour tout ensemble supposé de paramètres cosmologiques par des codes informatiques modernes tels que CMBFAST et CAMB, et l'appariement de la théorie aux données contraint donc les paramètres cosmologiques. [62] Le premier pic montre principalement la densité de matière baryonique, tandis que le troisième pic concerne principalement la densité de matière noire, mesurant la densité de matière et la densité d'atomes. [62]

L'anisotropie du CMB a été découverte pour la première fois par COBE en 1992, bien que sa résolution soit trop grossière pour détecter les pics acoustiques. Après la découverte du premier pic acoustique par l'expérience en ballon BOOMERanG en 2000, le spectre de puissance a été précisément observé par WMAP en 2003-2012, et plus précisément encore par la sonde Planck en 2013-2015. Les résultats supportent le modèle Lambda-CDM. [63] [64]

Le spectre de puissance angulaire CMB observé fournit des preuves puissantes à l'appui de la matière noire, car sa structure précise est bien adaptée par le modèle Lambda-CDM, [64] mais difficile à reproduire avec un modèle concurrent tel que la dynamique newtonienne modifiée (MOND). [64] [65]

Formation de la structure Modifier

La formation de la structure fait référence à la période après le Big Bang où les perturbations de densité se sont effondrées pour former des étoiles, des galaxies et des amas. Avant la formation de la structure, les solutions de Friedmann à la relativité générale décrivent un univers homogène. Plus tard, de petites anisotropies se sont progressivement développées et ont condensé l'univers homogène en étoiles, galaxies et structures plus grandes. La matière ordinaire est affectée par le rayonnement, qui est l'élément dominant de l'univers à des époques très reculées. En conséquence, ses perturbations de densité sont effacées et incapables de se condenser en structure. [67] S'il n'y avait eu que de la matière ordinaire dans l'univers, il n'y aurait pas eu assez de temps pour que les perturbations de densité se développent dans les galaxies et les amas actuellement observés.

La matière noire fournit une solution à ce problème car elle n'est pas affectée par le rayonnement. Par conséquent, ses perturbations de densité peuvent croître en premier. Le potentiel gravitationnel qui en résulte agit comme un puits de potentiel attractif pour l'effondrement ultérieur de la matière ordinaire, accélérant le processus de formation de la structure. [67] [68]

Amas de balles Modifier

Si la matière noire n'existe pas, alors la prochaine explication la plus probable doit être que la relativité générale - la théorie dominante de la gravité - est incorrecte et devrait être modifiée. L'amas de balles, résultat d'une collision récente de deux amas de galaxies, constitue un défi pour les théories de la gravité modifiées car son centre de masse apparent est très éloigné du centre de masse baryonique. [69] Les modèles standard de matière noire peuvent facilement expliquer cette observation, mais la gravité modifiée a beaucoup plus de mal, [70] [71] d'autant plus que les preuves d'observation sont indépendantes du modèle. [72]

Mesures de distance de supernova de type Ia Modifier

Les supernovae de type Ia peuvent être utilisées comme bougies standard pour mesurer les distances extragalactiques, qui peuvent à leur tour être utilisées pour mesurer la vitesse à laquelle l'univers s'est étendu dans le passé. [73] Les données indiquent que l'univers s'étend à un rythme accéléré, dont la cause est généralement attribuée à l'énergie noire. [74] Puisque les observations indiquent que l'univers est presque plat, [75] [76] [77] on s'attend à ce que la densité d'énergie totale de tout dans l'univers soit égale à 1 ( Ωtot 1 ). La densité d'énergie sombre mesurée est ΩΛ ≈ 0,690 la densité d'énergie de la matière ordinaire (baryonique) observée est Ωb 0,0482 et la densité énergétique du rayonnement est négligeable. Cela laisse un manquant Ωdm ≈ 0,258 qui se comporte néanmoins comme de la matière (voir la section définition technique ci-dessus) – matière noire. [78]

Levés du ciel et oscillations acoustiques baryoniques Modifier

Les oscillations acoustiques baryoniques (BAO) sont des fluctuations de la densité de la matière baryonique visible (matière normale) de l'univers à grande échelle. Ceux-ci devraient apparaître dans le modèle Lambda-CDM en raison d'oscillations acoustiques dans le fluide photon-baryon de l'univers primitif, et peuvent être observés dans le spectre de puissance angulaire du fond diffus cosmologique. Les BAO ont mis en place une échelle de longueur préférée pour les baryons. Comme la matière noire et les baryons se sont regroupés après la recombinaison, l'effet est beaucoup plus faible dans la distribution des galaxies dans l'univers proche, mais est détectable comme une préférence subtile (≈1%) pour les paires de galaxies séparées de 147 Mpc, par rapport à ceux séparés par 130-160 Mpc. Cette caractéristique a été prédite théoriquement dans les années 1990, puis découverte en 2005, dans deux grands relevés de décalage vers le rouge des galaxies, le Sloan Digital Sky Survey et le 2dF Galaxy Redshift Survey. [79] La combinaison des observations CMB avec les mesures BAO des relevés de décalage vers le rouge des galaxies fournit une estimation précise de la constante de Hubble et de la densité de matière moyenne dans l'Univers. [80] Les résultats soutiennent le modèle Lambda-CDM.

Distorsions de l'espace redshift Modifier

Les grands relevés de décalage vers le rouge des galaxies peuvent être utilisés pour dresser une carte tridimensionnelle de la distribution des galaxies. Ces cartes sont légèrement déformées car les distances sont estimées à partir des décalages vers le rouge observés. Le décalage vers le rouge contient une contribution de la vitesse dite particulière de la galaxie en plus du terme dominant d'expansion de Hubble. En moyenne, les superamas s'étendent plus lentement que la moyenne cosmique en raison de leur gravité, tandis que les vides s'étendent plus rapidement que la moyenne. Dans une carte de décalage vers le rouge, les galaxies devant un superamas ont des vitesses radiales excessives vers lui et ont des décalages vers le rouge légèrement supérieurs à ce que leur distance impliquerait, tandis que les galaxies derrière le superamas ont des décalages vers le rouge légèrement faibles pour leur distance. Cet effet fait apparaître les superamas écrasés dans la direction radiale, et de même les vides sont étirés. Leurs positions angulaires ne sont pas affectées. Cet effet n'est détectable pour aucune structure puisque la forme réelle n'est pas connue, mais peut être mesurée en faisant la moyenne sur de nombreuses structures. Il a été prédit quantitativement par Nick Kaiser en 1987, et mesuré pour la première fois de manière décisive en 2001 par le 2dF Galaxy Redshift Survey. [81] Les résultats sont en accord avec le modèle Lambda-CDM.

Forêt Lyman-alpha Modifier

En spectroscopie astronomique, la forêt Lyman-alpha est la somme des raies d'absorption résultant de la transition Lyman-alpha de l'hydrogène neutre dans les spectres des galaxies lointaines et des quasars. Les observations de la forêt Lyman-alpha peuvent également contraindre les modèles cosmologiques. [82] Ces contraintes sont en accord avec celles obtenues à partir des données WMAP.

Composition Modifier

Il existe diverses hypothèses sur ce que pourrait être la matière noire, comme indiqué dans le tableau ci-dessous.

Qu'est-ce que la matière noire ? Comment a-t-il été généré ?

Quelques hypothèses sur la matière noire [83]
bosons légers axions de chromodynamique quantique
particules de type axion
matière noire froide floue
neutrinos Modèle standard
neutrinos stériles
faible échelle supersymétrie
dimensions supplémentaires
petit Higgs
théorie des champs efficace
modèles simplifiés
autres particules Particules massives interagissant faiblement
matière noire à interaction automatique
théorie du vide superfluide
macroscopique trous noirs primordiaux [84] [85] [86] [87] [88]
objets de halo compacts massifs (MaCHOs)
Matière noire macroscopique (Macros)
gravité modifiée (MOG) dynamique newtonienne modifiée (MoND)
Tenseur–vecteur–gravité scalaire (TeVeS)
Gravité entropique

La matière noire peut faire référence à toute substance qui interagit principalement via la gravité avec la matière visible (par exemple, les étoiles et les planètes). Par conséquent, en principe, il n'a pas besoin d'être composé d'un nouveau type de particule fondamentale mais pourrait, au moins en partie, être composé de matière baryonique standard, telle que des protons ou des neutrons. [e] Cependant, pour les raisons décrites ci-dessous, la plupart des scientifiques pensent que la matière noire est dominée par un composant non baryonique, qui est probablement composé d'une particule fondamentale actuellement inconnue (ou d'un état exotique similaire).

Matière baryonique Modifier

Les baryons (protons et neutrons) constituent les étoiles et les planètes ordinaires. Cependant, la matière baryonique englobe également des trous noirs non primordiaux moins courants, des étoiles à neutrons, de vieilles naines blanches et des naines brunes, connus collectivement sous le nom d'objets de halo compacts massifs (MACHO), qui peuvent être difficiles à détecter. [90]

Cependant, plusieurs éléments de preuve suggèrent que la majorité de la matière noire n'est pas constituée de baryons :

  • Une quantité suffisante de gaz ou de poussière baryonique diffus serait visible lorsqu'elle était rétroéclairée par des étoiles.
  • La théorie de la nucléosynthèse du Big Bang prédit l'abondance observée des éléments chimiques. S'il y a plus de baryons, alors il devrait aussi y avoir plus d'hélium, de lithium et d'éléments plus lourds synthétisés pendant le Big Bang. [91][92] L'accord avec les abondances observées nécessite que la matière baryonique représente entre 4 et 5 % de la densité critique de l'univers. En revanche, la structure à grande échelle et d'autres observations indiquent que la densité totale de matière est d'environ 30 % de la densité critique. [78]
  • Les recherches astronomiques de microlentilles gravitationnelles dans la Voie lactée ont trouvé au plus une petite fraction de la matière noire pouvant se trouver dans des objets conventionnels sombres, compacts (MACHO, etc.) la plage exclue des masses d'objets va de la moitié de la masse de la Terre jusqu'à 30 masses solaires, qui couvre presque tous les candidats plausibles. [93][94][95][96][97][98]
  • Analyse détaillée des petites irrégularités (anisotropies) dans le fond diffus cosmologique. [99] Les observations de WMAP et Planck indiquent qu'environ cinq sixièmes de la matière totale sont sous une forme qui interagit de manière significative avec la matière ordinaire ou les photons uniquement par le biais d'effets gravitationnels.

Matière non baryonique Modifier

Les candidats à la matière noire non baryonique sont des particules hypothétiques telles que des axions, des neutrinos stériles, des particules massives à interaction faible (WIMP), des particules massives à interaction gravitationnelle (GIMP), des particules supersymétriques, des géoons [100] ou des trous noirs primordiaux. [101] Les trois types de neutrinos déjà observés sont en effet abondants, sombres et de matière, mais comme leurs masses individuelles - aussi incertaines soient-elles - sont presque certainement trop petites, ils ne peuvent fournir qu'une petite fraction de matière noire, en raison de limites dérivées de la structure à grande échelle et des galaxies à grand décalage vers le rouge. [102]

Contrairement à la matière baryonique, la matière non baryonique n'a pas contribué à la formation des éléments dans l'univers primitif (nucléosynthèse du Big Bang) [14] et donc sa présence n'est révélée que par ses effets gravitationnels, ou lentilles faibles. De plus, si les particules qui le composent sont supersymétriques, elles peuvent subir des interactions d'annihilation avec elles-mêmes, entraînant éventuellement des sous-produits observables tels que les rayons gamma et les neutrinos (détection indirecte). [102]

Agrégation de matière noire et objets de matière noire dense Modifier

Si la matière noire est composée de particules interagissant faiblement, une question évidente est de savoir si elle peut former des objets équivalents à des planètes, des étoiles ou des trous noirs. Historiquement, la réponse a été qu'il ne peut pas, [103] [104] [105] en raison de deux facteurs :

Il lui manque un moyen efficace de perdre de l'énergie [104] La matière ordinaire forme des objets denses car elle a de nombreuses façons de perdre de l'énergie. Perdre de l'énergie serait essentiel pour la formation de l'objet, car une particule qui gagne de l'énergie lors du compactage ou qui tombe « vers l'intérieur » sous l'effet de la gravité, et ne peut pas la perdre autrement, se réchauffera et augmentera sa vitesse et son élan. La matière noire semble manquer de moyens pour perdre de l'énergie, simplement parce qu'elle n'est pas capable d'interagir fortement autrement que par la gravité. Le théorème du viriel suggère qu'une telle particule ne resterait pas liée à l'objet qui se formait progressivement - lorsque l'objet commençait à se former et à se compacter, les particules de matière noire qu'il contenait accéléreraient et auraient tendance à s'échapper. Il manque une gamme d'interactions nécessaires pour former des structures [105] La matière ordinaire interagit de différentes manières, ce qui permet à la matière de former des structures plus complexes. Par exemple, les étoiles se forment par gravité, mais les particules qu'elles contiennent interagissent et peuvent émettre de l'énergie sous forme de neutrinos et de rayonnement électromagnétique par fusion lorsqu'elles deviennent suffisamment énergétiques. Les protons et les neutrons peuvent se lier via l'interaction forte, puis former des atomes avec des électrons en grande partie par interaction électromagnétique. Il n'y a aucune preuve que la matière noire soit capable d'une telle variété d'interactions, puisqu'elle semble n'interagir que par gravité (et peut-être par des moyens pas plus forts que l'interaction faible, bien que tant que la matière noire ne soit pas mieux comprise, ce n'est qu'une spéculation. ).

En 2015-2017, l'idée que la matière noire dense était composée de trous noirs primordiaux a fait son retour [106] suite aux résultats de mesures d'ondes gravitationnelles qui ont détecté la fusion de trous noirs de masse intermédiaire. Les trous noirs avec environ 30 masses solaires ne devraient pas se former par effondrement stellaire (généralement moins de 15 masses solaires) ou par la fusion de trous noirs dans les centres galactiques (millions ou milliards de masses solaires). Il a été proposé que les trous noirs de masse intermédiaire provoquant la fusion détectée se soient formés dans la phase précoce dense et chaude de l'univers en raison de l'effondrement de régions plus denses. Une étude ultérieure d'environ un millier de supernovae n'a détecté aucun événement de lentille gravitationnelle, alors qu'environ huit seraient attendus si les trous noirs primordiaux de masse intermédiaire au-dessus d'une certaine plage de masse représentaient la majorité de la matière noire. [107]

La possibilité que les trous noirs primordiaux de la taille d'un atome représentent une fraction importante de la matière noire a été exclue par les mesures des flux de positons et d'électrons en dehors de l'héliosphère du Soleil par le vaisseau spatial Voyager 1. Selon la théorie, de minuscules trous noirs émettent un rayonnement de Hawking. Cependant, les flux détectés étaient trop faibles et n'avaient pas le spectre d'énergie attendu, ce qui suggère que les minuscules trous noirs primordiaux ne sont pas assez répandus pour expliquer la matière noire. [108] Néanmoins, les recherches et les théories proposant des comptes de matière noire dense pour la matière noire se poursuivent à partir de 2018, y compris les approches du refroidissement de la matière noire, [109] [110] et la question reste en suspens. En 2019, l'absence d'effets de microlentille dans l'observation d'Andromède suggère que les petits trous noirs n'existent pas. [111]

Cependant, il existe encore une gamme de masse largement non contrainte plus petite que celle qui peut être limitée par des observations optiques en microlentille, où les trous noirs primordiaux peuvent représenter toute la matière noire. [112] [113]

Durée de diffusion gratuite Modifier

La matière noire peut être divisée en du froid, chaud, et chaud catégories. [114] Ces catégories se réfèrent à la vitesse plutôt qu'à une température réelle, indiquant jusqu'où les objets correspondants se sont déplacés en raison de mouvements aléatoires dans l'univers primitif, avant qu'ils ne ralentissent en raison de l'expansion cosmique - il s'agit d'une distance importante appelée le durée de diffusion gratuite (FLS). Les fluctuations de densité primordiales inférieures à cette longueur sont éliminées lorsque les particules se propagent des régions trop denses aux régions sous-denses, tandis que les fluctuations plus importantes ne sont pas affectées. Cette longueur définit donc une échelle minimale pour la formation ultérieure de la structure.

Les catégories sont définies par rapport à la taille d'une protogalaxie (un objet qui évolue plus tard en une galaxie naine) : les particules de matière noire sont classées comme froides, chaudes ou chaudes en fonction de leur FSL beaucoup plus petite (froide), similaire à (chaude ), ou beaucoup plus grand (chaud) qu'une protogalaxie. [115] [116] Des mélanges de ce qui précède sont également possibles : une théorie de la matière noire mixte était populaire au milieu des années 1990, mais a été rejetée suite à la découverte de l'énergie noire. [ citation requise ]

La matière noire froide conduit à une formation ascendante de la structure avec des galaxies formant d'abord et des amas de galaxies à un stade ultérieur, tandis que la matière noire chaude entraînerait un scénario de formation descendante avec de grands agrégats de matière se formant tôt, se fragmentant plus tard en galaxies séparées. éclaircissements nécessaires ] ce dernier est exclu par les observations de galaxies à fort décalage vers le rouge. [15]

Effets du spectre de fluctuation Modifier

Ces catégories correspondent également aux effets de spectre de fluctuation et à l'intervalle suivant le Big Bang auquel chaque type est devenu non relativiste. Davis et al. écrit en 1985 : [117]

Les particules candidates peuvent être regroupées en trois catégories sur la base de leur effet sur le spectre de fluctuation (Bond et al. 1983).Si la matière noire est composée d'abondantes particules lumineuses qui restent relativistes jusqu'à peu de temps avant la recombinaison, alors elle peut être qualifiée de "chaude". Le meilleur candidat pour la matière noire chaude est un neutrino. Une deuxième possibilité est que les particules de matière noire interagissent plus faiblement que les neutrinos, soient moins abondantes et aient une masse d'ordre 1 keV. De telles particules sont appelées "matière noire chaude", car elles ont des vitesses thermiques inférieures à celles des neutrinos massifs. il existe actuellement peu de particules candidates qui correspondent à cette description. Des gravitinos et des photinos ont été suggérés (Pagels et Primack 1982 Bond, Szalay et Turner 1982) . Toutes les particules qui sont devenues très tôt non relativistes, et ont ainsi pu diffuser à une distance négligeable, sont appelées matière noire "froide" (CDM). Il existe de nombreux candidats pour le CDM, notamment les particules supersymétriques.

Définitions alternatives Modifier

Une autre ligne de démarcation approximative est que la matière noire chaude est devenue non relativiste lorsque l'univers avait environ 1 an et 1 millionième de sa taille actuelle et à l'ère dominée par les rayonnements (photons et neutrinos), avec une température de photon de 2,7 millions de Kelvins. La cosmologie physique standard donne la taille de l'horizon des particules comme 2 c t (vitesse de la lumière multipliée par le temps) à l'ère dominée par le rayonnement, donc 2 années-lumière. Une région de cette taille s'étendrait à 2 millions d'années-lumière aujourd'hui (en l'absence de formation de structure). Le FSL réel est environ 5 fois la longueur ci-dessus, car il continue de croître lentement à mesure que les vitesses des particules diminuent inversement avec le facteur d'échelle après qu'elles deviennent non relativistes. Dans cet exemple, le FSL correspondrait à 10 millions d'années-lumière, ou 3 mégaparsecs, aujourd'hui, environ la taille contenant une grande galaxie moyenne.

La température du photon de 2,7 millions de K donne une énergie photonique typique de 250 électronvolts, définissant ainsi une échelle de masse typique pour la matière noire chaude : des particules beaucoup plus massives que cela, telles que les WIMPs de masse GeV-TeV, deviendraient non relativistes bien avant un un an après le Big Bang et ont donc des FSL beaucoup plus petits qu'une protogalaxie, ce qui les rend froids. A l'inverse, des particules beaucoup plus légères, comme les neutrinos avec des masses de quelques eV seulement, ont des FSL beaucoup plus grandes qu'une protogalaxie, les qualifiant ainsi de chaudes.

Matière noire froide Modifier

La matière noire froide offre l'explication la plus simple pour la plupart des observations cosmologiques. C'est de la matière noire composée de constituants avec un FSL beaucoup plus petit qu'une protogalaxie. C'est l'objectif de la recherche sur la matière noire, car la matière noire chaude ne semble pas capable de soutenir la formation de galaxies ou d'amas de galaxies, et la plupart des particules candidates ont ralenti tôt.

Les constituants de la matière noire froide sont inconnus. Les possibilités vont des gros objets comme les MACHO (comme les trous noirs [118] et les étoiles Preon [119] ) ou les RAMBO (comme les amas de naines brunes), à de nouvelles particules comme les WIMPs et les axions.

Les études sur la nucléosynthèse du Big Bang et les lentilles gravitationnelles ont convaincu la plupart des cosmologistes [15] [120] [121] [122] [123] [124] que les MACHO [120] [122] ne peuvent pas constituer plus qu'une petite fraction de la matière noire. [14] [120] Selon A. Peter : « .le seul vraiment plausible les candidats à la matière noire sont de nouvelles particules." [121]

L'expérience DAMA/NaI de 1997 et son successeur DAMA/LIBRA en 2013, ont prétendu détecter directement les particules de matière noire traversant la Terre, mais de nombreux chercheurs restent sceptiques, car les résultats négatifs d'expériences similaires semblent incompatibles avec les résultats de DAMA.

De nombreux modèles supersymétriques offrent des candidats à la matière noire sous la forme de la particule supersymétrique la plus légère de WIMPy (LSP). [125] Séparément, les neutrinos stériles lourds existent dans des extensions non supersymétriques du modèle standard qui expliquent la petite masse des neutrinos à travers le mécanisme de bascule.

Matière noire chaude Modifier

La matière noire chaude comprend des particules avec un FSL comparable à la taille d'une protogalaxie. Les prédictions basées sur la matière noire chaude sont similaires à celles de la matière noire froide à grande échelle, mais avec moins de perturbations de densité à petite échelle. Cela réduit l'abondance prédite des galaxies naines et peut conduire à une densité plus faible de matière noire dans les parties centrales des grandes galaxies. Certains chercheurs considèrent que cela correspond mieux aux observations. Un défi pour ce modèle est le manque de candidats particules avec la masse requise ≈ 300 eV à 3000 eV. [ citation requise ]

Aucune particule connue ne peut être classée comme matière noire chaude. Un candidat postulé est le neutrino stérile : une forme plus lourde et plus lente de neutrino qui n'interagit pas par la force faible, contrairement aux autres neutrinos. Certaines théories de la gravité modifiées, telles que la gravité scalaire-tenseur-vecteur, nécessitent de la matière noire "chaude" pour faire fonctionner leurs équations.

Matière noire chaude Modifier

La matière noire chaude est constituée de particules dont la FSL est beaucoup plus grande que la taille d'une protogalaxie. Le neutrino est qualifié de telle particule. Ils ont été découverts indépendamment, bien avant la chasse à la matière noire : ils ont été postulés en 1930, et détectés en 1956. La masse des neutrinos est inférieure à 10 -6 celle d'un électron. Les neutrinos interagissent avec la matière normale uniquement via la gravité et la force faible, ce qui les rend difficiles à détecter (la force faible ne fonctionne que sur une petite distance, ainsi un neutrino ne déclenche un événement de force faible que s'il frappe un noyau de front). Cela en fait des « particules de lumière à interaction faible » (WILP), par opposition aux WIMP.

Les trois saveurs connues des neutrinos sont les électron, muon, et tau. Leurs masses sont légèrement différentes. Les neutrinos oscillent entre les saveurs au fur et à mesure qu'ils bougent. Il est difficile de déterminer une limite supérieure exacte sur la masse moyenne collective des trois neutrinos (ou pour l'un des trois individuellement). Par exemple, si la masse moyenne des neutrinos était supérieure à 50 eV/c 2 (moins de 10 -5 de la masse d'un électron), l'univers s'effondrerait. Les données du CMB et d'autres méthodes indiquent que leur masse moyenne ne dépasse probablement pas 0,3 eV/c 2 . Ainsi, les neutrinos observés ne peuvent pas expliquer la matière noire. [126]

Parce que les fluctuations de densité de la taille des galaxies sont effacées par le flux libre, la matière noire chaude implique que les premiers objets qui peuvent se former sont d'énormes crêpes de la taille d'un superamas, qui se fragmentent ensuite en galaxies. Les observations en champ profond montrent plutôt que les galaxies se sont formées en premier, suivies des amas et des superamas lorsque les galaxies s'agglutinent.

Si la matière noire est composée de particules subatomiques, alors des millions, voire des milliards, de telles particules doivent traverser chaque centimètre carré de la Terre chaque seconde. [127] [128] De nombreuses expériences visent à tester cette hypothèse. Bien que les WIMPs soient des candidats de recherche populaires, [15] l'expérience Axion Dark Matter (ADMX) recherche les axions. Un autre candidat est constitué de particules de secteurs cachés lourds qui n'interagissent avec la matière ordinaire que par gravité.

Ces expériences peuvent être divisées en deux classes : les expériences de détection directe, qui recherchent la diffusion des particules de matière noire hors des noyaux atomiques dans un détecteur et la détection indirecte, qui recherche les produits d'annihilation ou de désintégration des particules de matière noire. [102]

Détection directe Modifier

Les expériences de détection directe visent à observer des reculs de faible énergie (typiquement quelques keV) de noyaux induits par des interactions avec des particules de matière noire, qui (en théorie) traversent la Terre. Après un tel recul, le noyau émettra de l'énergie sous forme de lumière de scintillation ou de phonons, lorsqu'ils traverseront un appareil de détection sensible. Pour ce faire efficacement, il est crucial de maintenir un faible bruit de fond, et de telles expériences fonctionnent donc profondément sous terre pour réduire les interférences des rayons cosmiques. Des exemples de laboratoires souterrains avec des expériences de détection directe comprennent la mine Stawell, la mine Soudan, le laboratoire souterrain SNOLAB à Sudbury, le laboratoire national du Gran Sasso, le laboratoire souterrain de Canfranc, le laboratoire souterrain de Boulby, le Deep Underground Science and Engineering Laboratory et le China Laboratoire souterrain de Jinping.

Ces expériences utilisent principalement des technologies de détection de liquides cryogéniques ou nobles. Les détecteurs cryogéniques fonctionnant à des températures inférieures à 100 mK, détectent la chaleur produite lorsqu'une particule frappe un atome dans un cristal absorbant tel que le germanium. Les détecteurs de liquide noble détectent la scintillation produite par une collision de particules dans le xénon ou l'argon liquide. Les expériences de détecteurs cryogéniques incluent : CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Les expériences sur les liquides nobles incluent ZEPLIN, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX et LUX, l'expérience Large Underground Xenon. Ces deux techniques se concentrent fortement sur leur capacité à distinguer les particules de fond (qui diffusent principalement les électrons) des particules de matière noire (qui diffusent les noyaux). D'autres expériences incluent SIMPLE et PICASSO.

Actuellement, il n'y a eu aucune revendication bien établie de détection de matière noire à partir d'une expérience de détection directe, conduisant plutôt à de fortes limites supérieures sur la masse et la section efficace d'interaction avec les nucléons de ces particules de matière noire. [129] Les collaborations expérimentales DAMA/NaI et plus récentes DAMA/LIBRA ont détecté une modulation annuelle du taux d'événements dans leurs détecteurs, [130] [131] qu'ils prétendent être due à la matière noire. Cela résulte de l'attente que lorsque la Terre orbite autour du Soleil, la vitesse du détecteur par rapport au halo de matière noire variera légèrement. Cette affirmation est jusqu'à présent non confirmée et en contradiction avec les résultats négatifs d'autres expériences telles que LUX, SuperCDMS [132] et XENON100. [133]

Un cas particulier d'expériences de détection directe couvre celles avec une sensibilité directionnelle. Il s'agit d'une stratégie de recherche basée sur le mouvement du système solaire autour du centre galactique. [134] [135] [136] [137] Une chambre de projection temporelle à basse pression permet d'accéder à des informations sur les pistes de recul et de contraindre la cinématique WIMP-noyau. Les WIMPs provenant de la direction dans laquelle le Soleil se déplace (approximativement vers le Cygne) peuvent alors être séparés du fond, qui devrait être isotrope. Les expériences directionnelles sur la matière noire incluent DMTPC, DRIFT, Newage et MIMAC.

Détection indirecte Modifier

Les expériences de détection indirecte recherchent les produits de l'auto-annihilation ou de la désintégration des particules de matière noire dans l'espace. Par exemple, dans les régions à forte densité de matière noire (par exemple, le centre de notre galaxie), deux particules de matière noire pourraient s'annihiler pour produire des rayons gamma ou des paires particule-antiparticule du modèle standard. [139] Alternativement, si une particule de matière noire est instable, elle pourrait se désintégrer en particules de modèle standard (ou autres). Ces processus pourraient être détectés indirectement grâce à un excès de rayons gamma, d'antiprotons ou de positons émanant des régions de haute densité de notre galaxie ou d'autres. [140] Une difficulté majeure inhérente à de telles recherches est que diverses sources astrophysiques peuvent imiter le signal attendu de la matière noire, et donc de multiples signaux sont probablement nécessaires pour une découverte concluante. [15] [102]

Quelques-unes des particules de matière noire traversant le Soleil ou la Terre peuvent disperser des atomes et perdre de l'énergie. Ainsi, la matière noire peut s'accumuler au centre de ces corps, augmentant les risques de collision/annihilation. Cela pourrait produire un signal distinctif sous la forme de neutrinos de haute énergie. [141] Un tel signal serait une forte preuve indirecte de la matière noire WIMP. [15] Les télescopes à neutrinos à haute énergie comme AMANDA, IceCube et ANTARES recherchent ce signal. [142] La détection par LIGO en septembre 2015 d'ondes gravitationnelles ouvre la possibilité d'observer la matière noire d'une nouvelle manière, notamment si elle se présente sous la forme de trous noirs primordiaux. [143] [144] [145]

De nombreuses recherches expérimentales ont été entreprises pour rechercher une telle émission provenant de l'annihilation ou de la désintégration de la matière noire, dont des exemples suivent. Le télescope Energetic Gamma Ray Experiment a observé plus de rayons gamma en 2008 que prévu de la Voie lactée, mais les scientifiques ont conclu que cela était probablement dû à une estimation incorrecte de la sensibilité du télescope. [146]

Le télescope spatial à rayons gamma Fermi recherche des rayons gamma similaires. [147] En avril 2012, une analyse des données précédemment disponibles de son instrument Large Area Telescope a produit des preuves statistiques d'un signal de 130 GeV dans le rayonnement gamma provenant du centre de la Voie lactée. [148] L'annihilation de WIMP était considérée comme l'explication la plus probable. [149]

À des énergies plus élevées, les télescopes gamma au sol ont fixé des limites à l'annihilation de la matière noire dans les galaxies sphéroïdales naines [150] et dans les amas de galaxies. [151]

L'expérience PAMELA (lancée en 2006) a détecté des excès de positrons. Ils pourraient provenir de l'annihilation de la matière noire ou des pulsars. Aucun excès d'antiprotons n'a été observé. [152]

En 2013, les résultats du spectromètre magnétique Alpha de la Station spatiale internationale ont indiqué un excès de rayons cosmiques de haute énergie qui pourraient être dus à l'annihilation de la matière noire. [153] [154] [155] [156] [157] [158]

Le collisionneur recherche de la matière noire Modifier

Une approche alternative à la détection des particules de matière noire dans la nature consiste à les produire en laboratoire. Des expériences avec le Grand collisionneur de hadrons (LHC) pourraient permettre de détecter les particules de matière noire produites lors des collisions des faisceaux de protons du LHC. Parce qu'une particule de matière noire devrait avoir des interactions négligeables avec la matière visible normale, elle peut être détectée indirectement comme (de grandes quantités) d'énergie et de quantité de mouvement manquantes qui s'échappent des détecteurs, à condition que d'autres produits de collision (non négligeables) soient détectés. [159] Des contraintes sur la matière noire existent également à partir de l'expérience LEP en utilisant un principe similaire, mais en sondant l'interaction des particules de matière noire avec les électrons plutôt que les quarks. [160] Toute découverte issue des recherches de collisionneurs doit être corroborée par des découvertes dans les secteurs de la détection indirecte ou directe pour prouver que la particule découverte est bien de la matière noire.

Parce que la matière noire n'a pas encore été identifiée de manière concluante, de nombreuses autres hypothèses ont émergé visant à expliquer les phénomènes d'observation que la matière noire a été conçue pour expliquer. La méthode la plus courante consiste à modifier la relativité générale. La relativité générale est bien testée aux échelles du système solaire, mais sa validité aux échelles galactiques ou cosmologiques n'a pas été bien prouvée. Une modification appropriée de la relativité générale peut éventuellement éliminer le besoin de matière noire. Les théories les plus connues de cette classe sont MOND et sa généralisation relativiste gravité tenseur-vecteur-scalaire (TeVeS), [161] f(R) gravité, [162] masse négative, fluide sombre, [163] [164] [165 ] et la gravité entropique. [166] Les théories alternatives abondent. [167] [168]

Un problème avec les hypothèses alternatives est que les preuves d'observation de la matière noire proviennent de tant d'approches indépendantes (voir la section "preuves d'observation" ci-dessus). Expliquer n'importe quelle observation individuelle est possible, mais les expliquer toutes en l'absence de matière noire est très difficile. Néanmoins, il y a eu quelques succès dispersés pour des hypothèses alternatives, comme un test de 2016 de lentille gravitationnelle en gravité entropique [169] [170] [171] et une mesure de 2020 d'un effet MOND unique. [172] [173]

L'opinion dominante parmi la plupart des astrophysiciens est que bien que des modifications de la relativité générale puissent expliquer une partie des preuves d'observation, il existe probablement suffisamment de données pour conclure qu'il doit y avoir une certaine forme de matière noire présente dans l'Univers. [174]

La matière noire est mentionnée dans les œuvres de fiction. Dans de tels cas, on lui attribue généralement des propriétés physiques ou magiques extraordinaires. De telles descriptions sont souvent incompatibles avec les propriétés hypothétiques de la matière noire en physique et en cosmologie.


La matière noire dans les amas de galaxies

Les galaxies en amas se déplacent également : elles orbitent autour du centre de masse de l'amas. Il ne nous est pas possible de suivre une galaxie sur toute son orbite car cela prend généralement environ un milliard d'années. Il est cependant possible de mesurer les vitesses avec lesquelles les galaxies d'un amas se déplacent, puis d'estimer quelle doit être la masse totale de l'amas pour empêcher les galaxies individuelles de s'envoler hors de l'amas. Les observations indiquent que la masse des galaxies à elle seule ne peut pas maintenir l'amas ensemble - une autre gravité doit à nouveau être présente. La quantité totale de matière noire dans les amas dépasse de plus de dix fois la masse lumineuse contenue dans les galaxies elles-mêmes, indiquant que la matière noire existe entre les galaxies ainsi qu'à l'intérieur d'elles.

Il existe une autre approche pour mesurer la quantité de matière noire dans les amas de galaxies. Comme nous l'avons vu, l'univers est en expansion, mais cette expansion n'est pas parfaitement uniforme, grâce à l'interférence de la main de la gravité. Supposons, par exemple, qu'une galaxie se trouve à l'extérieur mais relativement proche d'un riche amas de galaxies. La force gravitationnelle de l'amas tirera sur cette galaxie voisine et ralentira la vitesse à laquelle elle s'éloigne de l'amas en raison de l'expansion de l'univers.

Considérez le groupe local de galaxies, situé à la périphérie du superamas de la Vierge. La masse concentrée au centre de l'Amas de la Vierge exerce une force gravitationnelle sur le Groupe Local. En conséquence, le Groupe Local s'éloigne du centre de l'Amas de la Vierge à une vitesse de quelques centaines de kilomètres par seconde plus lente que ne le prédit la loi de Hubble. En mesurant de tels écarts par rapport à une expansion régulière, les astronomes peuvent estimer la quantité totale de masse contenue dans les grands amas.

Il existe deux autres méthodes très utiles pour mesurer la quantité de matière noire dans les amas de galaxies, et toutes deux ont produit des résultats en accord général avec la méthode de mesure des vitesses des galaxies : la lentille gravitationnelle et l'émission de rayons X. Jetons un coup d'œil aux deux.

Comme Albert Einstein l'a montré dans sa théorie de la relativité générale, la présence de masse courbe le tissu environnant de l'espace-temps. La lumière suit ces courbes, de sorte que les objets très massifs peuvent courber la lumière de manière significative. Vous en avez vu des exemples dans la zone de fonctionnalité Astronomy Basics Lentille gravitationnelle dans la section précédente. Les galaxies visibles ne sont pas les seules lentilles gravitationnelles possibles. La matière noire peut également révéler sa présence en produisant cet effet. [lien] montre un amas de galaxies qui agit comme une lentille gravitationnelle. Les stries et les arcs que vous voyez sur la photo sont des images lentilles de galaxies plus éloignées. La lentille gravitationnelle est suffisamment bien comprise pour que les astronomes puissent utiliser les nombreux ovales et arcs vus sur cette image pour calculer des cartes détaillées de la quantité de matière présente dans l'amas et de la façon dont cette masse est distribuée. Le résultat d'études sur de nombreux amas de lentilles gravitationnelles montre que, comme les galaxies individuelles, les amas de galaxies contiennent plus de dix fois plus de matière noire que de matière lumineuse.

Figure 2. Cette vue du télescope spatial Hubble montre l'amas de galaxies massif Abell 2218 à une distance d'environ 2 milliards d'années-lumière.La plupart des objets jaunâtres sont des galaxies appartenant à l'amas. Mais remarquez les nombreuses traînées longues et minces, dont beaucoup sont bleues, ce sont les images déformées et agrandies de galaxies d'arrière-plan encore plus éloignées, lentilles gravitationnellement par l'énorme masse de l'amas intermédiaire. En analysant soigneusement les images lentilles, les astronomes peuvent construire une carte de la matière noire qui domine la masse de l'amas. (crédit : modification des travaux par la NASA, l'ESA, et Johan Richard (Caltech))

La troisième méthode utilisée par les astronomes pour détecter et mesurer la matière noire dans les amas de galaxies consiste à les imager à la lumière des rayons X. Lorsque les premiers télescopes à rayons X sensibles ont été lancés en orbite autour de la Terre dans les années 1970 et entraînés sur des amas de galaxies massifs, il a été rapidement découvert que les amas émettaient un rayonnement X abondant (voir [lien]). La plupart des étoiles n'émettent pas beaucoup de rayons X, pas plus que la plupart du gaz ou de la poussière entre les étoiles à l'intérieur des galaxies. Qu'est-ce qui pourrait émettre les rayons X vus de pratiquement tous les amas de galaxies massifs ?

Il s'avère que tout comme les galaxies ont du gaz réparti entre leurs étoiles, les amas de galaxies ont du gaz réparti entre leurs galaxies. Les particules dans ces énormes réservoirs de gaz ne sont pas simplement immobiles, elles bougent constamment, zoomant sous l'influence de l'immense gravité de l'amas comme des mini planètes autour d'un soleil géant. Au fur et à mesure qu'ils se déplacent et se heurtent, le gaz se réchauffe de plus en plus jusqu'à ce qu'à des températures aussi élevées que 100 millions de K, il brille intensément aux longueurs d'onde des rayons X. Plus l'amas a de masse, plus les mouvements sont rapides, plus le gaz est chaud et plus les rayons X sont brillants. Les astronomes calculent que la masse présente pour induire ces mouvements doit être environ dix fois la masse qu'ils peuvent voir dans les amas, y compris toutes les galaxies et tout le gaz. Une fois de plus, c'est la preuve que les amas de galaxies semblent être dominés par la matière noire.

Figure 3. Cette image composite montre l'amas de galaxies Abell 1689 à une distance de 2,3 milliards d'années-lumière. Les vues finement détaillées des galaxies, pour la plupart jaunes, sont en lumière visible et proche infrarouge du télescope spatial Hubble, tandis que la brume violette diffuse montre les rayons X tels que vus par l'observatoire à rayons X Chandra. Les rayons X abondants, les images à lentille gravitationnelle (arcs incurvés minces) des galaxies d'arrière-plan et les vitesses mesurées des galaxies dans les amas montrent tous que la masse totale d'Abell 1689 - principalement de la matière noire - est d'environ 1015 masses solaires. (crédit : modification des travaux par NASA/ESA/JPL-Caltech/Yale/CNRS)

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Plusieurs observations indépendantes soulignent le fait que la masse visible dans les galaxies et les amas de galaxies est insuffisante pour expliquer leur dynamique, lorsqu'elle est analysée à l'aide des lois de Newton. Cet écart – connu sous le nom de « problème de masse manquante » – a été identifié pour la première fois pour les amas par l'astronome suisse Fritz Zwicky en 1933 (qui a étudié l'amas de Coma), [6] [7] puis étendu aux galaxies spirales par les travaux de 1939 de Horace Babcock sur Andromède. [8]

Ces premières études ont été augmentées et portées à l'attention de la communauté astronomique dans les années 1960 et 1970 par les travaux de Vera Rubin du Carnegie Institute de Washington, qui a cartographié en détail les vitesses de rotation des étoiles dans un grand échantillon de spirales. Alors que les lois de Newton prédisent que les vitesses de rotation stellaire devraient diminuer avec la distance du centre galactique, Rubin et ses collaborateurs ont découvert qu'elles restaient presque constantes [9] - les courbes de rotation sont dites "plates". Cette observation nécessite au moins l'un des éléments suivants :

(1) Il existe dans les galaxies de grandes quantités de matière invisible qui augmente la vitesse des étoiles au-delà de ce à quoi on pourrait s'attendre sur la base de la seule masse visible, ou
(2) Les lois de Newton ne s'appliquent pas aux galaxies.

L'option (1) mène à l'hypothèse de la matière noire. L'option (2) mène à MOND.

Le principe de base de MOND est que, bien que les lois de Newton aient été largement testées dans des environnements à forte accélération (dans le système solaire et sur Terre), elles n'ont pas été vérifiées pour les objets à accélération extrêmement faible, tels que les étoiles dans les parties externes des galaxies. . Cela a conduit Milgrom à postuler une nouvelle loi de force gravitationnelle effective (parfois appelée « loi de Milgrom ») qui relie la véritable accélération d'un objet à l'accélération qui lui serait prédite sur la base de la mécanique newtonienne. [1] Cette loi, clé de voûte de MOND, est choisie pour reproduire le résultat newtonien à forte accélération mais conduit à un comportement différent ("deep-MOND") à faible accélération :

Ici F N est la force newtonienne, m est la masse (gravitationnelle) de l'objet, a est son accélération, ( x ) est une fonction encore non spécifiée (appelée la fonction d'interpolation), et un 0 est une nouvelle constante fondamentale qui marque la transition entre le régime newtonien et le régime MOND profond. L'accord avec la mécanique newtonienne nécessite

et la cohérence avec les observations astronomiques exige

Au-delà de ces limites, la fonction d'interpolation n'est pas spécifiée par l'hypothèse, bien qu'il soit possible de la contraindre faiblement empiriquement. [10] [11] Deux choix courants sont la « fonction d'interpolation simple » :

et la "fonction d'interpolation standard":

Ainsi, dans le régime MOND profond ( a ≪ a 0):

En appliquant cela à un objet de masse m en orbite circulaire autour d'un point de masse M (une approximation grossière pour une étoile dans les régions externes d'une galaxie), nous trouvons :

c'est-à-dire que la vitesse de rotation de l'étoile est indépendante de r , sa distance par rapport au centre de la galaxie – la courbe de rotation est plate, comme requis. En adaptant sa loi aux données de la courbe de rotation, Milgrom a trouvé un 0 1,2 × 10 − 10 m s − 2 approx 1.2 imes 10^<-10>mathrm ^<-2>,> pour être optimal. Cette loi simple est suffisante pour faire des prédictions pour un large éventail de phénomènes galactiques.

La loi de Milgrom peut être interprétée de deux manières différentes :

  • Une possibilité est de la traiter comme une modification de la loi d'inertie classique (deuxième loi de Newton), de sorte que la force sur un objet ne soit pas proportionnelle à l'accélération de la particule a mais plutôt à μ ( a a 0 ) a . ,>> ight)a,.> Dans ce cas, la dynamique modifiée s'appliquerait non seulement aux phénomènes gravitationnels, mais aussi celles générées par d'autres forces, par exemple l'électromagnétisme. [12]
  • Alternativement, la loi de Milgrom peut être considérée comme laissant intacte la deuxième loi de Newton et modifiant à la place la loi de la gravité inverse des carrés, de sorte que la vraie force gravitationnelle sur un objet de masse m due à un autre de masse M est à peu près de la forme GM m μ ( aa 0 ) r 2 . >>droit)r^<2>>>

En soi, la loi de Milgrom n'est pas une théorie physique complète et autonome, mais plutôt une variante ad hoc empiriquement motivée de l'une des nombreuses équations qui constituent la mécanique classique. Son statut au sein d'une hypothèse non relativiste cohérente de MOND s'apparente à la troisième loi de Kepler au sein de la mécanique newtonienne, elle fournit une description succincte des faits d'observation, mais doit elle-même être expliquée par des concepts plus fondamentaux situés dans l'hypothèse sous-jacente. Plusieurs hypothèses classiques complètes ont été proposées (généralement le long des lignes de "gravité modifiée" par opposition aux lignes d'"inertie modifiée"), qui donnent généralement la loi de Milgrom exactement dans des situations de symétrie élevée et s'en écartent légèrement. Un sous-ensemble de ces hypothèses non relativistes a été davantage intégré dans les théories relativistes, qui sont capables d'entrer en contact avec des phénomènes non classiques (par exemple, la lentille gravitationnelle) et la cosmologie. [13] La distinction à la fois théorique et observationnelle entre ces alternatives est un sujet de recherche actuel.

La majorité des astronomes, des astrophysiciens et des cosmologistes acceptent la matière noire comme explication des courbes de rotation galactiques [14] (basées sur la relativité générale, et donc la mécanique newtonienne), et se sont engagés à résoudre le problème de la masse manquante par la matière noire. MOND, en revanche, n'est étudié activement que par une poignée de chercheurs.

La principale différence entre les partisans de l'ΛCDM et du MOND réside dans les observations pour lesquelles ils exigent une explication quantitative robuste et celles pour lesquelles ils sont satisfaits d'un compte rendu qualitatif ou sont prêts à partir pour un travail futur. Les partisans de MOND mettent l'accent sur les prédictions faites à l'échelle des galaxies (où MOND connaît ses succès les plus notables) et pensent qu'un modèle cosmologique compatible avec la dynamique des galaxies n'a pas encore été découvert. Les partisans du ΛCDM exigent des niveaux élevés de précision cosmologique (ce que la cosmologie de concordance fournit) et soutiennent qu'une résolution des problèmes à l'échelle des galaxies découlera d'une meilleure compréhension de l'astrophysique baryonique compliquée sous-jacente à la formation des galaxies. [2] [15]

Étant donné que MOND a été spécifiquement conçu pour produire des courbes de rotation plates, celles-ci ne constituent pas une preuve de l'hypothèse, mais chaque observation correspondante ajoute au soutien de la loi empirique. Néanmoins, les partisans affirment qu'un large éventail de phénomènes astrophysiques à l'échelle galactique sont parfaitement pris en compte dans le cadre MOND. [13] [16] Beaucoup d'entre eux sont apparus après la publication des articles originaux de Milgrom et sont difficiles à expliquer en utilisant l'hypothèse de la matière noire. Les plus marquants sont les suivants :

  • En plus de démontrer que les courbes de rotation dans MOND sont plates, l'équation 2 fournit une relation concrète entre la masse baryonique totale d'une galaxie (la somme de sa masse en étoiles et en gaz) et sa vitesse de rotation asymptotique. Cette relation prédite a été appelée par Milgrom la relation masse-vitesse asymptotique (MASSR), sa manifestation observationnelle est connue sous le nom de relation baryonique de Tully-Fisher (BTFR), [17] et se conforme assez étroitement à la prédiction MOND. [18]
  • La loi de Milgrom spécifie pleinement la courbe de rotation d'une galaxie étant donné seulement la distribution de sa masse baryonique. En particulier, MOND prédit une corrélation beaucoup plus forte entre les caractéristiques de la distribution de masse baryonique et les caractéristiques de la courbe de rotation que ne le fait l'hypothèse de la matière noire (puisque la matière noire domine le budget de masse de la galaxie et est conventionnellement supposé ne pas suivre de près la distribution des baryons) . On prétend qu'une corrélation aussi étroite est observée dans plusieurs galaxies spirales, un fait qui a été qualifié de "règle de Renzo". [13]
  • Étant donné que MOND modifie la dynamique newtonienne d'une manière dépendante de l'accélération, il prédit une relation spécifique entre l'accélération d'une étoile à n'importe quel rayon du centre d'une galaxie et la quantité de masse invisible (matière noire) dans ce rayon qui serait déduite dans une analyse newtonienne. Ceci est connu sous le nom de relation écart de masse-accélération, et a été mesuré par observation. [19][20] Un aspect de la prédiction MOND est que la masse de la matière noire déduite passe à zéro lorsque l'accélération centripète stellaire devient supérieure à une0, où MOND revient à la mécanique newtonienne. Dans l'hypothèse de la matière noire, c'est un défi de comprendre pourquoi cette masse devrait être si étroitement liée à l'accélération, et pourquoi il semble y avoir une accélération critique au-dessus de laquelle la matière noire n'est pas requise. [2]
  • Les halos de MOND et de matière noire stabilisent les galaxies à disques, les aidant à conserver leur structure supportée par la rotation et empêchant leur transformation en galaxies elliptiques. Dans MOND, cette stabilité supplémentaire n'est disponible que pour les régions de galaxies dans le régime MOND profond (c'est-à-dire avec une < une0), suggérant que les spirales avec une > une0 dans leurs régions centrales devraient être sujettes à des instabilités et donc moins susceptibles de survivre jusqu'à nos jours. [21] Cela peut expliquer la "limite de Freeman" à la densité de masse de surface centrale observée des galaxies spirales, qui est à peu près une0/g. [22] Cette échelle doit être intégrée à la main dans les modèles de formation de galaxies basés sur la matière noire. [23]
  • Les galaxies particulièrement massives se trouvent dans le régime newtonien (une > une0) jusqu'à des rayons englobant la grande majorité de leur masse baryonique. A ces rayons, MOND prédit que la courbe de rotation devrait descendre comme 1/r, conformément aux lois de Kepler. En revanche, du point de vue de la matière noire, on s'attendrait à ce que le halo augmente considérablement la vitesse de rotation et l'asymptote à une valeur constante, comme dans les galaxies moins massives. Les observations d'elliptiques de masse élevée confirment la prédiction de MOND. [24][25]
  • Dans MOND, tous les objets liés gravitationnellement avec une < une0 – quelle que soit leur origine – devraient présenter un écart de masse lors de l'analyse en utilisant la mécanique newtonienne, et devraient se situer sur le BTFR. Selon l'hypothèse de la matière noire, les objets formés à partir de matériau baryonique éjecté lors de la fusion ou de l'interaction de marée de deux galaxies ("galaxies naines de marée") devraient être dépourvus de matière noire et donc ne présenter aucune différence de masse. Trois objets identifiés sans ambiguïté comme des galaxies naines de marée semblent avoir des écarts de masse en accord étroit avec la prédiction MOND. [26][27][28]
  • Des travaux récents ont montré que de nombreuses galaxies naines autour de la Voie lactée et d'Andromède sont situées préférentiellement dans un seul plan et ont des mouvements corrélés. Cela suggère qu'elles peuvent s'être formées lors d'une rencontre rapprochée avec une autre galaxie et donc être des galaxies naines de marée. Si tel est le cas, la présence d'écarts de masse dans ces systèmes constitue une preuve supplémentaire de MOND. De plus, il a été affirmé qu'une force gravitationnelle plus forte que celle de Newton (comme celle de Milgrom) est nécessaire pour que ces galaxies conservent leurs orbites au fil du temps. [29]
  • En 2020, un groupe d'astronomes analysant les données de l'échantillon de Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC) ainsi que des estimations du champ gravitationnel externe à grande échelle d'un catalogue de galaxies dans tout le ciel, a conclu qu'il y avait des preuves statistiquement significatives de violations. du principe d'équivalence forte dans les champs gravitationnels faibles au voisinage des galaxies supportées en rotation. [30] Ils ont observé un effet cohérent avec l'effet de champ externe de la dynamique newtonienne modifiée et incompatible avec les effets de marée dans le paradigme du modèle Lambda-CDM communément appelé modèle standard de cosmologie.

La loi de Milgrom doit être incorporée dans une hypothèse complète si elle veut satisfaire les lois de conservation et fournir une solution unique pour l'évolution temporelle de tout système physique. Chacune des théories décrites ici se réduit à la loi de Milgrom dans des situations de haute symétrie (et bénéficie ainsi des succès décrits ci-dessus), mais produit un comportement différent en détail.

Non relativiste Modifier

La première hypothèse de MOND (baptisée AQUAL) a été construite en 1984 par Milgrom et Jacob Bekenstein. [31] AQUAL génère le comportement MONDian en modifiant le terme gravitationnel dans le lagrangien classique d'être quadratique dans le gradient du potentiel newtonien à une fonction plus générale. (AQUAL est un acronyme pour AQUAdratic Lagrangian.) Dans les formules :

Ceci peut être résolu étant donné les conditions aux limites appropriées et le choix de F pour produire la loi de Milgrom (jusqu'à une correction de champ de curl qui s'annule dans les situations de symétrie élevée).

Une autre façon de modifier le terme gravitationnel dans le lagrangien est d'introduire une distinction entre le vrai champ d'accélération (MONDian) une et le champ d'accélération newtonien uneN. Le lagrangien peut être construit de telle sorte que uneN satisfait l'équation habituelle de Newton-Poisson, et est ensuite utilisé pour trouver une via une étape algébrique supplémentaire mais non linéaire, qui est choisie pour satisfaire la loi de Milgrom. C'est ce qu'on appelle la "formulation quasi-linéaire de MOND", ou QUMOND, [32] et est particulièrement utile pour calculer la distribution de la matière noire "fantôme" qui serait déduite d'une analyse newtonienne d'une situation physique donnée. [13]

AQUAL et QUMOND proposent tous deux des changements à la partie gravitationnelle de l'action classique de la matière, et interprètent donc la loi de Milgrom comme une modification de la gravité newtonienne par opposition à la deuxième loi de Newton. L'alternative est de transformer le terme cinétique de l'action en une fonctionnelle dépendant de la trajectoire de la particule. De telles théories "à inertie modifiée", cependant, sont difficiles à utiliser car elles sont temporellement non locales, nécessitent une redéfinition non triviale de l'énergie et de la quantité de mouvement pour être conservées, et ont des prédictions qui dépendent de l'intégralité de l'orbite d'une particule. [13]

Relativiste Modifier

En 2004, Jacob Bekenstein a formulé TeVeS, la première hypothèse relativiste complète utilisant le comportement MONDien. [33] TeVeS est construit à partir d'un lagrangien local (et respecte donc les lois de conservation), et utilise un champ de vecteurs unitaire, un champ scalaire dynamique et non dynamique, une fonction libre et une métrique non einsteinienne afin de produire AQUAL dans le limite non relativiste (faibles vitesses et faible gravité). TeVeS a connu un certain succès pour entrer en contact avec des observations de lentilles gravitationnelles et de formation de structures, [34] mais fait face à des problèmes lorsqu'il est confronté à des données sur l'anisotropie du fond diffus cosmologique, [35] la durée de vie des objets compacts, [36] et la relation entre les potentiels de surdensité de la lentille et de la matière. [37]

Plusieurs généralisations relativistes alternatives de MOND existent, y compris BIMOND et les théories généralisées d'Einstein-Aether. [13] Il existe également une généralisation relativiste de MOND qui suppose une invariance de type Lorentz comme base physique de la phénoménologie de MOND. [38]

En mécanique newtonienne, l'accélération d'un objet peut être trouvée comme la somme vectorielle de l'accélération due à chacune des forces individuelles agissant sur lui. Cela signifie qu'un sous-système peut être découplé du système plus large dans lequel il est intégré simplement en rapportant le mouvement de ses particules constituantes à leur centre de masse, en d'autres termes, l'influence du système plus large n'est pas pertinente pour la dynamique interne du sous-système. . La loi de Milgrom étant non linéaire en accélération, les sous-systèmes MONDiens ne peuvent pas être ainsi découplés de leur environnement, ce qui conduit dans certaines situations à un comportement sans parallèle newtonien. Ceci est connu comme "l'effet de champ externe" (EFE), [1] pour lequel il existe des preuves d'observation. [30]

L'effet de champ externe est mieux décrit en classant les systèmes physiques selon leurs valeurs relatives de unedans (l'accélération caractéristique d'un objet dans un sous-système due à l'influence d'un autre), uneex (l'accélération de l'ensemble du sous-système due aux forces exercées par des objets à l'extérieur de celui-ci), et une0:

L'effet de champ externe implique une rupture fondamentale avec le principe d'équivalence forte (mais pas nécessairement le principe d'équivalence faible).L'effet a été postulé par Milgrom dans le premier de ses articles de 1983 pour expliquer pourquoi certains amas ouverts ont été observés sans écart de masse même si leurs accélérations internes étaient inférieures à un0. Il est depuis reconnu comme un élément crucial du paradigme MOND.

La dépendance dans MOND de la dynamique interne d'un système sur son environnement externe (en principe, le reste de l'univers) rappelle fortement le principe de Mach, et peut suggérer une structure plus fondamentale sous-jacente à la loi de Milgrom. À cet égard, Milgrom a commenté : [40]

On soupçonne depuis longtemps que la dynamique locale est fortement influencée par l'univers dans son ensemble, a-la principe de Mach, mais MOND semble être le premier à fournir des preuves concrètes d'un tel lien. Cela peut s'avérer être l'implication la plus fondamentale de MOND, au-delà de sa modification implicite de la dynamique newtonienne et de la relativité générale, et au-delà de l'élimination de la matière noire.

En effet, le lien potentiel entre la dynamique MONDienne et l'univers dans son ensemble (c'est-à-dire la cosmologie) est augmenté par l'observation que la valeur de une0 (déterminé par des ajustements aux propriétés internes des galaxies) est dans un ordre de grandeur de cH0, où c est la vitesse de la lumière et H0 est la constante de Hubble (une mesure du taux d'expansion actuel de l'univers). [1] Il est également proche du taux d'accélération de l'univers, et donc de la constante cosmologique. Cependant, aucune hypothèse complète n'a encore été construite qui manifeste ces connexions d'une manière naturelle.

Explication de la matière noire Modifier

Tout en reconnaissant que la loi de Milgrom fournit une description succincte et précise d'une gamme de phénomènes galactiques, de nombreux physiciens rejettent l'idée que la dynamique classique elle-même doit être modifiée et tentent plutôt d'expliquer le succès de la loi en faisant référence au comportement de la matière noire. Certains efforts ont été faits pour établir la présence d'une échelle d'accélération caractéristique comme conséquence naturelle du comportement des halos de matière noire froide, [41] [42] bien que Milgrom ait soutenu que de tels arguments n'expliquent qu'un petit sous-ensemble des phénomènes MOND. [43] Une proposition alternative consiste à modifier les propriétés de la matière noire (par exemple, pour la faire interagir fortement avec elle-même ou avec les baryons) afin d'induire le couplage étroit entre la masse baryonique et la masse de matière noire que les observations indiquent. [44] Enfin, certains chercheurs suggèrent qu'expliquer le succès empirique de la loi de Milgrom nécessite une rupture plus radicale avec les hypothèses conventionnelles sur la nature de la matière noire. Une idée (surnommée « matière noire dipolaire ») est de rendre la matière noire gravitationnellement polarisable par la matière ordinaire et de faire en sorte que cette polarisation augmente l'attraction gravitationnelle entre les baryons. [45]

Problèmes en suspens pour MOND Modifier

Le problème le plus sérieux auquel la loi de Milgrom est confrontée est qu'elle ne peut pas éliminer complètement le besoin de matière noire dans tous les systèmes astrophysiques : les amas de galaxies montrent une différence de masse résiduelle même lorsqu'ils sont analysés à l'aide de MOND. [2] Le fait qu'une certaine forme de masse invisible doit exister dans ces systèmes nuit à l'élégance de MOND comme solution au problème de masse manquante, bien que la quantité de masse supplémentaire requise soit un cinquième de celle d'une analyse newtonienne, et il y a aucune exigence que la masse manquante ne soit pas baryonique. Il a été supposé que des neutrinos de 2 eV pourraient expliquer les observations d'amas dans MOND tout en préservant les succès de l'hypothèse à l'échelle de la galaxie. [46] [47] En effet, l'analyse des données de lentilles nettes pour l'amas de galaxies Abell 1689 montre que MOND ne devient distinctif qu'à une distance Mpc du centre, de sorte que l'énigme de Zwicky demeure, [48] et des neutrinos de 1,8 eV sont nécessaires dans les amas. [49]

L'observation en 2006 d'une paire d'amas de galaxies en collision connue sous le nom de « Bullet Cluster », [50] pose un défi important pour toutes les théories proposant une solution gravitationnelle modifiée au problème de la masse manquante, y compris MOND. Les astronomes ont mesuré la distribution de la masse stellaire et gazeuse dans les amas à l'aide de la lumière visible et des rayons X, respectivement, et ont en outre cartographié la densité de matière noire déduite à l'aide de lentilles gravitationnelles. Dans MOND, on s'attendrait à ce que la "masse manquante" soit centrée sur des régions de masse visible qui subissent des accélérations inférieures à une0 (en supposant que l'effet de champ externe est négligeable). Dans ΛCDM, d'autre part, on s'attendrait à ce que la matière noire soit significativement décalée de la masse visible car les halos des deux amas en collision se traverseraient (en supposant, comme il est conventionnel, que la matière noire est sans collision), tandis que le gaz en grappe interagirait et se retrouverait au centre. Un décalage est clairement visible dans les observations. Il a cependant été suggéré que les modèles basés sur MOND pourraient être capables de générer un tel décalage dans des systèmes fortement non symétriques sphériquement, tels que le Bullet Cluster. [51]

Une preuve importante en faveur de la matière noire standard est l'anisotropie observée dans le fond diffus cosmologique. [52] Alors que ΛCDM est capable d'expliquer le spectre de puissance angulaire observé, MOND a beaucoup plus de mal. MOND rencontre également des difficultés pour expliquer la formation des structures, les perturbations de densité dans MOND se développant trop tard pour former les galaxies et les amas observés aujourd'hui. [53]

Plusieurs autres études ont noté des difficultés d'observation avec MOND. Par exemple, il a été affirmé que MOND offre un mauvais ajustement au profil de dispersion de vitesse des amas globulaires et au profil de température des amas de galaxies, [54] [55] que différentes valeurs d'un0 sont nécessaires pour l'accord avec les différentes courbes de rotation des galaxies, [56] et que MOND est naturellement inapte à former la base d'une hypothèse de cosmologie. [57] De plus, de nombreuses versions de MOND prédisent que la vitesse de la lumière est différente de la vitesse de la gravité, mais en 2017, la vitesse des ondes gravitationnelles a été mesurée comme étant égale à la vitesse de la lumière. [4]

Outre ces problèmes d'observation, MOND et ses généralisations relativistes sont en proie à des difficultés théoriques. [57] [58] Plusieurs ajouts ad hoc et inélégants à la relativité générale sont nécessaires pour créer une hypothèse avec une limite non relativiste non newtonienne, la pléthore de différentes versions de l'hypothèse offre des prédictions divergentes dans des situations physiques simples et la rend ainsi difficile de tester le cadre de manière concluante, et certaines formulations (principalement celles basées sur l'inertie modifiée) ont longtemps souffert d'une mauvaise compatibilité avec des principes physiques chéris tels que les lois de conservation.

Plusieurs tests observationnels et expérimentaux ont été proposés pour aider à distinguer [59] entre MOND et les modèles basés sur la matière noire :


4. Classification cinématique

4.1. Cinématique stellaire

Les mesures cinématiques stellaires réalisées pour l'enquête SAMI sont décrites en détail dans van de Sande et al. (2017). Nous résumons ici les points saillants.

La vitesse stellaire moyenne en ligne de mire, V, et dispersion de vitesse, , sont mesurées à l'aide du code d'ajustement de pixels pénalisé (pPXF Cappellari & Emsellem 2004). Le SGS exécute pPXF dans deux modes différents. Tous les résultats présentés ici consistent en des ajustements utilisant une dispersion de vitesse en ligne de visée gaussienne (LOSVD). Pour mesurer la cinématique stellaire, les spectres des bras bleu et rouge du spectrographe sont combinés. Avant que cela ne se produise, les spectres rouges (FWHMrouge = 1,61 Å) sont convolués à la résolution instrumentale des spectres bleus (FWHMbleu = 2,65 Â).

Des modèles optimaux sont construits pour 1 à 5 bacs annulaires par galaxie (en fonction du rapport signal/bruit S/B) en exécutant pPXF sur les spectres combinés en utilisant la bibliothèque stellaire MILES complète (Sánchez-Blázquez et al. 2006). Après cela, pPXF est exécuté trois fois avec uniquement les modèles optimaux pour chaque galaxie spaxel. La première exécution est utilisée pour estimer le bruit réel à partir des résidus. La deuxième exécution utilise le nouveau spectre de bruit pour masquer les lignes d'émission et les mauvais pixels. La troisième exécution dérive les paramètres LOSVD. Pour chaque spaxel, pPXF est autorisé à utiliser les gabarits optimaux du bac annulaire dans lequel vit le spaxel ainsi que des annuli voisins. Les incertitudes sur le LOSVD sont des écarts types après ajustement de pPXF à 150 spectres simulés. Pour construire les spectres simulés, le modèle le mieux adapté est d'abord soustrait du spectre. Les résidus, ainsi que le spectre de bruit, sont ensuite réarrangés de manière aléatoire dans l'espace de longueur d'onde à l'intérieur de huit secteurs de longueur d'onde. Les résidus sont ajoutés au modèle le mieux adapté pour construire les spectres simulés, qui sont ensuite réajustés avec pPXF. Nous avons comparé les incertitudes de mesure que nous obtenons à partir de ces 150 simulations avec les estimations d'incertitude pPXF et trouvons qu'elles concordent bien (van de Sande et al. 2017). Cependant, en regardant les cartes d'incertitude 2D, les spectres simulés fournissent des cartes d'incertitude moins stochastiques et plus cohérentes avec le S/B des spectres galactiques, nous les utilisons donc dans notre analyse.

Nous appliquons une coupe de qualité, ce qui garantit de conserver une grande partie des spaxels de dispersion à faible vitesse, tout en gardant une coupe de qualité stricte pour les dispersions de vitesse plus élevées (van de Sande et al. 2017) : uniquement des spaxels avec des dispersions de vitesse σ > FWHMinstr/2

35 km s −1 et une incertitude de vitesse et de dispersion de vitesse ΔV < 30 km s −1 et Δσ < (σ 0,1) + 25 km s −1 sont retenus en dernière analyse. Ces coupes de qualité donnent un échantillon dont l'incertitude de dispersion de la vitesse médiane à S/N < 20 −1 est de 12,6% et de 2,6% pour S/N > 20 Å −1 (Figure 2, van de Sande et al. 2017).

4.2. Paramètre de rotation

Emsellem et al. (2007) ont défini le paramètre de spin pondéré par la luminosité (λR):

dans cette analyse Rje est le demi-grand rayon de l'ellipse dans laquelle spaxel je est situé et Fje est le flux de jee spaxel. est sommé sur tous les spaxels, N, qui répondent à la qualité de coupe décrite ci-dessus dans l'ellipse du demi-grand axe R. le λR les profils sont illustrés à la figure 2.

Figure 2. Profils de paramètres de rotation, λR, en fonction du rayon normalisé de la galaxie, R/Re. Points dans le rayon de vision (RPSF

15) ne sont pas tracés. Les couleurs indiquent la masse stellaire, M*.

Le paramètre de rotation est sommé dans un rayon de référence, Rtrouver, qui peut être soit , 1 Re, ou 2 Re (suite aux analyses précédentes). Un rayon de référence particulier n'est utilisé que lorsque Rtrouver > RPSF

15, et le pourcentage de spaxels dans ce rayon qui répondent à la qualité de coupe est de >75%. Notre premier choix est de mesurer à moins de 1 Re. Cependant, si le rayon effectif est inférieur à RPSF, nous utilisons Rtrouver = 2 Re, et si la galaxie a Re > 15'', alors on utilise . Deux cent vingt-quatre galaxies ont , 46 ont , et 19 ont . Trois des galaxies d'amas les plus brillantes exceptionnellement grandes de ces amas ont des rayons effectifs semi-majeurs >15'' et donc le rayon de référence pour leur λ les mesures sont. On ne peut pas mesurer λ pas du tout pour 28 galaxies car les galaxies proches affectent leur observation (N = 22) et les observations ont un S/N trop faible (N = 6). Cela laisse un échantillon de 292 galaxies pour lesquelles nous pouvons mesurer.

Le paramètre de spin en fonction de l'ellipticité est illustré à la figure 3. Ce graphique a été construit de la même manière que l'équivalent dans van de Sande et al. (2017). Les chiffres ne sont pas identiques car ici nous nous concentrons sur les amas de galaxies et n'étudions pas la cinématique stellaire d'ordre supérieur, nous avons donc une coupe S/N plus faible et incluons les galaxies avec λ mesuré dans des rayons de référence autres que 1Re. Pour chaque galaxie de la figure 3, nous montrons la carte des vitesses pour mettre en évidence les vitesses stellaires. Pour éviter le chevauchement entre les cartes de vitesse des galaxies, les données sont d'abord placées sur une grille régulière avec un espacement de 0,02 in et . Nous positionnons chaque galaxie sur son point de grille le plus proche, ou sa voisine si son point de grille le plus proche est déjà rempli par une autre galaxie. La taille de la grille et les cartes de vitesse sont choisies de telle sorte qu'aucune galaxie ne soit décalée de plus d'un point de grille par rapport à sa position d'origine. La relation masse stellaire-Tully-Fisher (Dutton et al. 2011) est utilisée pour l'échelle de couleur de la carte de vitesse : pour une galaxie de masse stellaire , l'échelle de la carte de vitesse va de -95 < V (km s −1 ) < 95, alors qu'une galaxie de masse stellaire se voit attribuer une plage de vitesse de −169 < V (km s −1 ) < 169. L'angle de position cinématique est utilisé pour aligner le grand axe de toutes les galaxies à 45°. Les cartes de vitesse sont tronquées là où le S/N est trop faible (<3) et les erreurs ne répondent pas aux critères de qualité. Cette troncature est différente pour chaque galaxie.

Figure 3. Paramètre de spin, , en fonction de l'ellipticité, . Les lignes indiquent le Cappellari (2016 solide), Emsellem et al. (2011 pointillé) et Emsellem et al. (2007 en pointillés) séparations à rotation rapide/lente. L'incertitude de mesure moyenne est indiquée dans le coin supérieur gauche. Pour chaque galaxie, nous montrons sa carte de vitesse stellaire alignée à 45° en utilisant l'angle de position cinématique, avec l'échelle de la carte de couleur de vitesse définie par la relation de masse stellaire Tully-Fisher. Une grille est appliquée pour éviter le chevauchement des cartes de vitesse.

4.2.1. Choix du rayon de référence

Mesure λR dans un rayon de référence de 0,5 Re, ou plus petit pourrait potentiellement affecter nos résultats. Cela pourrait introduire un biais car nous sommes généralement incapables d'atteindre un rayon de référence pour les galaxies plus massives de 1 Re. Nous testons l'effet de ceci en prenant les 224 galaxies avec λ mesuré à 1 Re et trouver la valeur de λ à 0,5 Re pour ces galaxies. Parce que λ augmente avec l'augmentation du rayon (Figure 2), mesurant λ à des rayons inférieurs à 1 Re est susceptible de biaiser la mesure λ inférieur, ce qui gonfle artificiellement le nombre de galaxies à rotation lente. Par conséquent, nous nous concentrons sur les 26 des 224 galaxies de test qui ont . La variation moyenne de λR mesuré à par rapport à 1 Re, / , sans corrélation avec la masse stellaire. Nous testons l'effet de ce décalage en l'appliquant aux 19 galaxies pour lesquelles nous ne pouvons mesurer que λR à moins de 0,5 Re, ou même des rayons plus petits. L'application du décalage diminue la fraction de SR, mais cela ne change aucune des conclusions que nous tirons dans le reste de cet article. Nous présentons les résultats suivants en utilisant les valeurs non corrigées.

4.2.2. Y compris les observations de l'enquête pilote SAMI

L'enquête pilote SAMI (Fogarty et al. 2014, 2015) comprend la cinématique stellaire mesurée pour 106 galaxies dans 3 des amas (Abell 85, 168 et 2399) présentés ici. La cinématique stellaire de l'enquête pilote a été calculée de la même manière que celle décrite ici (section 4.1), et leurs masses et couleurs stellaires ont été mesurées ici. Sur les 106 galaxies d'enquête pilote, 78 sont à moins de 1 R200 de leur centre de cluster, et 69 de ces 78 répondent aux critères de sélection de couleur et de masse stellaire que nous appliquons ici. Sur les 69 répondant à nos critères, 46 ont été réobservés à ce jour dans le cadre du SGS. Nous utilisons ici des critères de qualité légèrement différents, ce qui signifie que seulement 37/46 de ces galaxies utilisent le même rayon de référence pour mesurer le paramètre de spin. Sur la figure 4, nous comparons les paramètres de spin du Pilot Survey avec ceux mesurés ici et trouvons une différence moyenne pour ces 37 galaxies. Il y a des valeurs aberrantes dans cette distribution. Nos méthodes de détermination de la cinématique, des tailles et des ellipticités stellaires ont été améliorées, et lorsque nous comparons les cartes cinématiques pour les valeurs aberrantes, nous trouvons des trous dus à l'exclusion des données S/N faibles dans les cartes de Fogarty et al. (2015) qui ne sont pas présents dans nos données. Notons que les classifications FR et SR ne changent pas entre les deux enquêtes. Nous incluons donc les 23 galaxies du Pilot Survey qui répondent à nos critères de sélection mais qui n'ont pas encore été réobservées dans le cadre du SGS dans notre analyse à partir de ce point. L'inclusion de ces galaxies n'affecte pas les conclusions que nous tirons.

Figure 4. Comparaison des mesures des paramètres de spin pour les 37 galaxies communes entre le SAMI Galaxy Survey (SGS) et le SAMI Pilot Survey (Pilot) avec leurs masses stellaires. La différence moyenne, , est représentée par la ligne pointillée. Il n'y a pas de décalage significatif du paramètre de spin entre les deux relevés.

L'ajout des 23 galaxies du SAMI Pilot Survey aux 292 galaxies SGS nous donne un échantillon final de 315 galaxies.

4.3. L'exhaustivité de l'échantillon

Nous nous intéressons aux quantités fractionnaires, il est donc important de comprendre la complétude observée de notre échantillon.

L'exhaustivité des galaxies avec des mesures de paramètres de spin en fonction de la masse stellaire est illustrée à la figure 5. L'exhaustivité observée augmente en fonction de l'augmentation de la masse stellaire en raison des premières décisions de ciblage (Owers et al. 2017). Nous analysons l'effet de cela plus en détail dans la section 5.1.

Figure 5. Complétude des galaxies avec mesures des paramètres de spin en fonction de la masse stellaire. Le panneau inférieur montre la distribution de la masse stellaire des membres de type précoce avec (Membre ETG) et ceux avec des mesures de paramètres de spin (Observé), tandis que le panneau supérieur montre la fraction d'entre eux (Complétude) en fonction de la masse stellaire. Les barres d'erreur indiquent le 1σ limites de confiance binomiales sur ces mesures. La complétude observée augmente en fonction de l'augmentation de la masse stellaire.

La complétude des galaxies avec des mesures de paramètres de spin en fonction de la surdensité est montrée sur la figure 6. Nous trouvons que la complétude observée est plate en fonction de la surdensité environnementale.

Figure 6. Complétude des galaxies avec mesures des paramètres de spin en fonction de la surdensité. Le panneau inférieur montre la distribution de surdensité des éléments de type précoce avec (Membre ETG) et ceux avec des mesures de paramètres de spin (observés), tandis que le panneau supérieur montre la fraction d'entre eux (Complétude) en fonction de la surdensité. Les barres d'erreur indiquent le 1σ limites de confiance binomiales sur ces mesures. La complétude observée est plate en fonction de la surdensité.

4.4. Séparation du rotateur lent/rapide

À l'aide d'une analyse quantitative des cartes de vitesse stellaire, l'équipe ATLAS 3D (Krajnović et al. 2008, 2011) a découvert que leur échantillon de 260 ETG s'est divisé en de larges groupes de galaxies à rotation rapide et lente qui pouvaient être séparées à l'aide des définitions suivantes de Emsellem et al. (Équations (2) et (3) de 2011) et Fogarty et al. (Équation 2014 (4)) :

La relation pour 1Re est représenté par la ligne pointillée sur la figure 3. Toutes les analyses de relation morphologie cinématique-densité ont utilisé ces définitions pour séparer leurs échantillons ETG en FR et SR. La figure 3 montre également une nouvelle définition pour séparer les galaxies à rotation rapide et lente de Cappellari (ligne continue 2016),

ainsi que la classification d'Emsellem et al. (2007),

représenté par la ligne pointillée sur la figure 3.Semblable à l'équipe ATLAS 3D, nous voyons de larges groupes de galaxies à rotation rapide et lente sur la figure 3. Lorsque nous utilisons Emsellem et al. (2011), il y a 30 SR dans notre échantillon, contre 42 selon la définition de Cappellari (2016) et 38 selon la définition d'Emsellem et al. (2007) définition. La figure 3 montre que Emsellem et al. (2011) La définition SR ne semble pas sélectionner certaines galaxies à rotation lente, tandis que Emsellem et al. (2007) et Cappellari (2016) capturent toutes les galaxies à rotation lente. Nous utilisons donc la définition de Cappellari (2016) dans la suite de cet article, mais nous notons que le choix de la séparation des rotateurs lents/rapides n'affecte pas les conclusions que nous en tirons.


Utiliser les amas de galaxies comme outils cosmologiques

Les lentilles ordinaires font que les rayons lumineux changent de direction. Si nous les concevons correctement, nous pouvons amener différents rayons à un foyer à un endroit souhaité.

La gravité peut également faire changer la direction des rayons lumineux.

Eh bien, pas si dramatiquement. La déviation de la lumière par gravité est presque toujours très, très faible. Au lieu de modifier la trajectoire d'un rayon de 10 degrés ou même de 1 degré, un angle plus typique pourrait être juste une seconde d'arc ou moins. La célèbre prédiction d'Einstein sur la déviation de la lumière des étoiles par le Soleil lors d'une éclipse indiquait qu'un rayon frôlant la photosphère changerait de direction d'environ 1,7 seconde d'arc.

  • lentille faible est si petit que la position de la source d'arrière-plan change à peine, mais la forme peut être réorientée un peu
  • lentille forte provoque un déplacement important de la position, une distorsion de la taille et de la forme et une augmentation de la luminosité


Figure 2 de Mellier, ARA&A 37, 127 (1999)

Un riche amas de galaxies peut faiblement lentille des centaines ou des milliers de galaxies d'arrière-plan ainsi, l'analyse est dominée par la systématique et les statistiques.

C'est ce que l'on espère voir.


Crédit à LSST et Les tranchées de la découverte

. mais il faut se méfier des erreurs systématiques désagréables telles que les asymétries PSF.


Exemple de variation spatiale du PSF au télescope Blanco de 4 m, tiré de Jee et al., ApJ 765, 74 (2013)

D'un autre côté, seuls quelques objets d'arrière-plan seront situés JUSTE au bon endroit pour être fortement ciblés. Les bons exemples sont rares, mais ils offrent l'opportunité d'apprendre beaucoup, y compris la capacité de voir des objets qui seraient autrement invisiblement faibles. Regardons quelques exemples.

La lentille gravitationnelle comme sonde de la matière noire

Lorsque nous regardons de riches amas de galaxies à haute résolution spatiale, nous voyons de longs arcs courbes.

Les arcs sont des images lentilles de galaxies dans l'arrière-plan lointain, ne faisant pas partie de l'amas lui-même. Dans certains cas, nous voyons plusieurs images d'une même galaxie d'arrière-plan, déformées de différentes manières lorsque les rayons lumineux traversent l'amas le long de différentes lignes de visée.


Image reproduite avec l'aimable autorisation du Space Telescope Science Institute

Si nous pouvons discerner de nombreux détails dans les images lentilles des sources d'arrière-plan, et si nous faisons quelques hypothèses simplificatrices sur la forme générale de la répartition de la matière dans l'amas, nous pouvons déterminer la quantité de matière qu'il doit y avoir dans l'amas. En d'autres termes, nous pouvons utiliser la courbure gravitationnelle de la lumière pour mesurer la masse d'un amas.

Par exemple, considérons cette image optique de l'amas Abell 1689.


Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA, de l'ESA, de E. Jullo (Jet Propulsion Laboratory), de P. Natarajan (Yale University) et de J.-P. Kneib (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS, France)

Comme décrit dans Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010), on peut prendre les positions mesurées et les luminosités des galaxies dans l'amas lui-même, les nombreuses (plus de 100) images des galaxies d'arrière-plan, ainsi que les décalages vers le rouge pour l'amas et les galaxies d'arrière-plan (certaines déterminées à partir de spectres, d'autres à partir de couleurs) et utilisent toutes ces informations pour dresser une carte de la distribution de masse dans l'amas. Pas seulement « combien de masse ? », mais l'emplacement et la taille des touffes.


Chiffre tiré de Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010) ,


Chiffre tiré de Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010) ,

Voici une version un peu plus jolie : la lumière des galaxies est représentée en jaune, la masse basée sur le modèle en bleu.


Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA, de l'ESA, de E. Jullo (JPL), de P. Natarajan (Yale) et de J.-P. Kneib (LAM, CNRS) Remerciements : H. Ford et N. Benetiz (JHU), & T. Broadhurst (Tel Aviv)

L'un des résultats est un modèle très bien contraint de la masse en fonction du rayon au sein de l'amas.


Chiffre tiré de Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010) ,

Les auteurs déterminent une masse totale de l'amas qui est approximativement 2 x 10 15 masses solaires. Le rapport masse/lumière du cluster varie d'un endroit à l'autre (maintenant que nous avons une carte plus détaillée de la masse ainsi que de la lumière), mais il est très élevé : M/L

Lentille gravitationnelle comme télescope naturel

  • déformé, ce qui est mauvais
  • agrandi, ce qui est bon
  • rendu plus lumineux, ce qui est bon

Dans certains cas, le bien l'emporte sur le mal, et nous pouvons en profiter pour étudier les galaxies à décalage vers le rouge beaucoup plus détaillé que nous ne le pourrions autrement.

Par exemple, l'amas MS 1358.4+6245 produit des images d'un certain nombre de galaxies d'arrière-plan. Portez une attention particulière aux objets rougeâtres marqués d'un « 1 ». dans l'image ci-dessous.


Chiffre tiré de Zitrin et al., MNRAS sous presse.

Les images en gros plan de ces images révèlent des différences dues à la distorsion de la lentille gravitationnelle. Notez que l'amas dans ce cas n'est PAS une simple masse sphérique ou cylindrique, mais un objet complexe qui crée des "caustiques" dans le plan de la lentille - des emplacements auxquels les objets d'arrière-plan sont particulièrement grossis.


Chiffre tiré de Zitrin et al., MNRAS sous presse.

Il est possible de reconstituer l'apparence originale et non déformée de la galaxie d'arrière-plan (avec une certaine incertitude, bien sûr). Les auteurs de cette étude estiment que l'image de l'objectif est environ 80 fois plus lumineuse que l'originale ne l'aurait été. Sa taille est également agrandie : l'image que vous voyez ci-dessous montre des détails qui ont peut-être une taille de 50 pc, ce qui est impressionnant pour une galaxie à redshift z = 4,92 !


Chiffre tiré de Zitrin et al., MNRAS sous presse.

En décembre 2011, un autre exemple de "télescope en grappe" a été annoncé. Dans ce cas, la galaxie d'arrière-plan était remarquable pour avoir un décalage vers le rouge particulièrement élevé. Jugez par vous-même. Voici une image HST du cluster, Abell 383 notez les deux points encerclés.


Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA, de l'ESA, de J. Richard (Centre de recherches astronomiques/Observatoire de Lyon, France) et de J.-P. Kneib (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, France) Remerciements : M. Postman (STScI)


Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA, de l'ESA, de J. Richard (Centre de recherches astronomiques/Observatoire de Lyon, France) et de J.-P. Kneib (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, France) Remerciements : M. Postman (STScI)

Clairement, dans ce cas, on ne distingue pas la morphologie de la galaxie lentille : c'est juste un point. Mais la lentille a suffisamment augmenté la luminosité de cette source de fond pour que nous puissions acquérir non seulement des magnitudes à travers plusieurs filtres, mais même un spectre.


Chiffre tiré de Richard et al., MNRAS sous presse


Chiffre tiré de Richard et al., MNRAS sous presse

  • il a un redshift élevé, z = 6,0 dans les modèles actuels de l'univers, cela correspond à un âge d'environ 1000 Myr
  • la forte cassure autour de 4000 Angstroms suggère que la population stellaire est relativement ancienne, de l'ordre de 800 Myr

Ensemble, cette galaxie impose de fortes contraintes sur le temps pendant lequel les galaxies ont pu former des étoiles après le Big Bang.

Regardons un autre exemple d'amas massif de galaxies agissant comme un "télescope". L'amas connu sous le nom de MACS J0647.7+7015 n'est pas loin du pôle Nord céleste, comme ce joli film vous le montrera : cliquez pour jouer.

Coe et al., ApJ 762, 32 (2013) ont utilisé les arcs et les images fortement déformés des galaxies d'arrière-plan pour dresser une carte de la masse à l'intérieur de l'amas. L'image ci-dessous montre les régions où la lentille sera particulièrement forte ("caustique") pour les galaxies d'arrière-plan à différents décalages vers le rouge.


Figure 1 de Coe et al., ApJ 762, 32 (2013)

Les auteurs ont noté que trois objets rouges très faibles autour de l'amas pourraient être des images de la même galaxie d'arrière-plan.


Image tirée du communiqué de presse Hubblesite 2012-36

Les images prises à différentes longueurs d'onde n'ont montré aucune émission de l'objet plus court qu'environ 1,4 micron.


Figure 2 de Coe et al., ApJ 762, 32 (2013)

Vous pouvez vérifier votre estimation en regardant la figure 4 de Coe et al.

L'effet Sunyaev-Zeldovich

Eh bien, une chose similaire peut arriver aux photons qui traversent le gaz chaud à l'intérieur d'un amas de galaxies. Une source de photons, bien sûr, est le fond diffus cosmologique.

Le premier traitement de ce problème a été réalisé par Sunyaev et Zeldovich, ApSS 7, 3 (1970), d'où le nom.

Le résultat de ce décalage de Compton inverse sera un changement dans la forme du spectre CMB. Dans l'ensemble, les photons se déplaceront vers des longueurs d'onde plus courtes et des fréquences plus élevées.

Maintenant, la figure ci-dessus montre un changement qui est beaucoup, beaucoup plus grand que ce qui est réellement observé. Tous les photons du CMB n'entreront pas en collision avec un électron lorsqu'il traversera l'amas et ceux qui interagissent peuvent ne pas se disperser à l'angle idéal de 180 degrés (en fait, la plupart ne le feront certainement pas). Dans la vraie vie, le spectre du CMB entrant et sortant est presque identique. Heureusement, nous pouvons utiliser une mesure différentielle pour rechercher l'effet : soustraire le spectre d'un emplacement - disons, à la position d'un amas riche - d'une position proche - disons, plusieurs degrés sur le côté de l'amas. Dans ce cas, l'effet SZ produirait une différence entre les spectres avec un motif comme celui-ci : une différence positive à des fréquences plus élevées (en raison des photons de très haute énergie à l'emplacement de l'amas) et une différence négative à des fréquences plus basses ( à partir de laquelle les photons ont été "volés" pour créer la bosse à des énergies plus élevées).

Les astronomes ont utilisé des radiotélescopes pour rechercher cet effet pendant un certain temps. Le meilleur endroit pour regarder est près du pic du spectre, dans les micro-ondes avec des longueurs d'onde de quelques millimètres. Il faut utiliser un réseau de radiotélescopes afin d'atteindre la résolution spatiale nécessaire pour résoudre (ou presque résoudre) un amas de galaxies lointain. Ci-dessous, le spectre différentiel de l'amas Abell 2163, mesuré par une collaboration d'astronomes utilisant différents instruments.


Chiffre tiré de Carlstrom, Holder et Reese, ARA&A 40, 643 (2002) .

Vous trouverez ci-dessous des images montrant l'effet SZE pour un échantillon de grappes à différentes distances. La couleur montre l'ampleur de l'effet différentiel SZ : le rouge signifie « une grande différence positive de spectre » et le noir « une différence légèrement négative ». Les contours sont dessinés à des multiples de 2-sigma. L'ovale blanc en bas à gauche indique la forme et la taille du faisceau radio synthétisé.


Chiffre tiré de Carlstrom, Holder et Reese, ARA&A 40, 643 (2002) .

Voici un autre exemple de l'effet SZ. Le panneau supérieur montre la carte thermique SZ du superamas de Shapley, telle que mesurée par le satellite Planck, le panneau inférieur est un composite montrant l'amas en lumière optique (blanc sur fond noir), les rayons X (rose) et la carte thermique SZ au micro-ondes (cyan).


Images tirées de Planck Collaboration XXIX. Catalogue Planck des sources de Sunyaev-Zeldovich (2013)

  • l'ampleur de l'effet SZ est indépendant du redshift : les amas n'importe où dans l'univers décalent la fréquence des photons CMB du même rapport
  • l'intensité de l'effet SZ, intégré sur l'étendue d'un amas, dépend de la température du gaz dans l'amas, et du nombre total d'électrons dans le gaz (les deux dépendent de la masse de l'amas)

L'effet SZ fournit aux astronomes une méthode pour trouver ou confirmer la présence d'amas de galaxies très éloignés et, avec une étude plus approfondie, peut fournir des informations sur les propriétés de ces galaxies. C'est une technique puissante, souvent associée à des observations aux rayons X, qui peut nous renseigner sur l'évolution de la structure à fort redshift.

L'effet Sachs-Wolfe

Maintenant, ce sujet n'est pas fortement associé aux amas de galaxies, mais je le confond souvent avec l'effet SZ, alors autant en discuter maintenant. Il y a près de cinquante ans, Sachs et Wolfe, ApJ 147, 73 (1967) ont décrit ce qui pourrait arriver si l'univers contenait des inhomogénéités de masse à très grande échelle. Les photons de fond micro-ondes cosmiques traversant ces concentrations de masse subiraient de petits décalages vers le rouge ou vers le bleu après un très long voyage impliquant des rencontres avec plusieurs fluctuations de densité, les photons pourraient se retrouver avec un petit changement dans leur énergie.

Maintenant, dans une certaine mesure, l'idée de base derrière ce processus implique une symétrie : un photon gagnera de l'énergie lorsqu'il tombera dans le potentiel gravitationnel d'un amas et deviendra ainsi décalé vers le bleu, mais ensuite, lorsqu'il sortira de l'amas, il devra remonter ce même puits gravitationnel, et ainsi restituer l'énergie qu'il a acquise. Le résultat net est aucun changement d'énergie du tout.

Cependant, si l'univers a une constante cosmologique non nulle, alors la symétrie est brisée. Considérons une concentration de masse à TRÈS grande échelle -- une superamas, plutôt qu'un amas ordinaire de galaxies. Une fois de plus, un photon CMB tombe dans le puits gravitationnel de la masse concentrée.

Maintenant, cependant, pendant le temps qu'il faut au photon pour traverser le superamas, l'univers dans cette région est toujours en expansion en raison de l'effet de la constante cosmologique. Par conséquent, la profondeur du puits gravitationnel diminue tandis que le photon est à l'intérieur du puits. Le photon n'a besoin de grimper que d'une petite distance pour s'échapper du puits.

Lorsque le photon atteindra la Terre, il aura gagné une petite quantité d'énergie de son voyage dans et hors du puits gravitationnel du superamas. Comparé aux photons d'autres régions du CMB, il aura une énergie légèrement plus élevée et une fréquence légèrement plus élevée. (Cliquez sur la figure ci-dessous pour regarder une animation)

Bien que l'effet SZ et l'effet Sachs-Wolfe (ou, comme on l'appelle souvent, l'ISW = Integrated Sachs-Wolfe effect) impliquent tous deux d'augmenter légèrement l'énergie des photons CMB, ils se produisent à des échelles très différentes. L'effet SZ est causé par un seul amas de galaxies, qui pourrait couvrir une région de 1 Mpc et sous-tendre un angle (de notre point de vue) de 3 à 20 minutes d'arc. L'ISW, d'autre part, nécessite une région de l'ordre des dizaines ou des centaines de Mpc, s'étendant sur plusieurs degrés dans le ciel.

Une autre différence est que l'effet SZ a été détecté et mesuré pour de nombreux amas de galaxies différents. L'ISW, d'autre part, est encore au stade d'être une détection à 5 sigma basée sur des corrélations croisées de très grands ensembles de données. Les scientifiques recherchent des régions du ciel avec des énergies légèrement supérieures à la moyenne du CMB, et ils recherchent des régions du ciel avec un nombre de galaxies légèrement supérieur à la moyenne si les deux ensembles de régions ont tendance à bien se corréler. , alors on peut prétendre que l'ISW est responsable.

Par exemple, Granett, Neyrinck et Szapudi, ApJ 683, 99 (2008) choisissent des régions du ciel où il y a des concentrations ou des anti-concentrations (vides) de galaxies, telles que mesurées par le nombre de galaxies rouges lumineuses dans le SDSS. Pour chaque cluster (ou vide), ils ont découpé une petite section d'une carte du CMB à partir de l'ensemble de données du satellite WMAP. Après avoir fait pivoter ces cartes pour qu'elles correspondent à l'axe principal de chaque cluster (ou vide), ils ajoutent toutes les cartes ensemble.

Si ces amas (et vides) produisent vraiment un effet ISW, alors nous devrions voir une température inférieure à la moyenne du CMB dans le sens des vides, et une température supérieure à la moyenne du CMB dans le sens du groupes.


Chiffre tiré de Granett, Neyrinck et Szapudi, ApJ 683, 99 (2008)

Mais attendez - au cours des cinq années qui ont suivi l'article de Granett, Neyrinck et Szapudi, les astronomes ont amélioré leurs mesures du CMB. En mars 2013, les résultats de la mission Planck ont ​​été publiés. Regardons l'effet Sachs-Wolfe dans les données de Planck empilées :


Tiré des résultats de Planck 2013. XIX. L'effet Sachs-Wolfe intégré

Pour plus d'informations

  • Colley, Tyson et Turner, ApJ 461, 83 (1996) utilisent plusieurs images de la même galaxie d'arrière-plan lentilles par CL0024+16 pour reconstruire l'apparence originale et non déformée de la galaxie.
  • Sunyaev et Zeldovich expliquent l'effet Sunyaev-Zeldovich dans cet article de revue de 1980.
  • Le réseau Sunyaev-Zeldovich est un réseau de radiotélescopes spécialement conçu pour utiliser l'effet SZ comme outil de cosmologie.
  • Bonamente et al., ApJ 647, 25 (2006) est un exemple de la façon dont les observations radio et aux rayons X d'un amas de galaxies lointain peuvent donner des indications sur la valeur de la constante de Hubble.
  • Une explication de l'effet Sachs-Wolfe du Goddard Space Flight Center.
  • Une jolie animation montrant l'effet Sachs-Wolfe en action

Copyright & copie Michael Richmond. Ce travail est sous licence Creative Commons.


Histoire ancienne

L'hypothèse de la matière noire a une histoire complexe. [22] Dans une conférence donnée en 1884, [23] Lord Kelvin a estimé le nombre de corps sombres dans la Voie lactée à partir de la dispersion de vitesse observée des étoiles en orbite autour du centre de la galaxie. En utilisant ces mesures, il a estimé la masse de la galaxie, qu'il a déterminée comme étant différente de la masse des étoiles visibles. Lord Kelvin a ainsi conclu que "beaucoup de nos étoiles, peut-être une grande majorité d'entre elles, peuvent être des corps sombres". [24]

En 1906, Henri Poincaré dans « La voie lactée et la théorie des gaz » a utilisé « matière noire » ou « matière obscure » ​​en français pour discuter du travail de Kelvin. [24]

Le premier à suggérer l'existence de la matière noire, en utilisant les vitesses stellaires, fut l'astronome néerlandais Jacobus Kapteyn en 1922. [25] [26] Son collègue néerlandais et pionnier de la radioastronomie Jan Oort a également émis l'hypothèse de l'existence de la matière noire en 1932. [26] [ 27] [28] Oort étudiait les mouvements stellaires dans le voisinage galactique local et a constaté que la masse dans le plan galactique doit être supérieure à ce qui a été observé, mais cette mesure a été plus tard déterminée comme étant erronée. [29]

En 1933, l'astrophysicien suisse Fritz Zwicky, qui a étudié les amas galactiques alors qu'il travaillait au California Institute of Technology, a fait une conclusion similaire. [30] [31] [32] Zwicky a appliqué le théorème virial à l'amas de coma et a obtenu la preuve d'une masse invisible qu'il a appelée dunk materie ‘matière noire’. Zwicky a estimé sa masse sur la base des mouvements des galaxies près de son bord et l'a comparée à une estimation basée sur sa luminosité et le nombre de galaxies. Il a estimé que l'amas avait environ 400 fois plus de masse que ce qui était visuellement observable. L'effet de gravité des galaxies visibles était bien trop faible pour des orbites aussi rapides, donc la masse doit être cachée à la vue. Sur la base de ces conclusions, Zwicky a déduit qu'une matière invisible fournissait la masse et l'attraction gravitationnelle associée pour maintenir l'amas ensemble.Ce fut la première inférence formelle sur l'existence de la matière noire. [33] Les estimations de Zwicky étaient erronées de plus d'un ordre de grandeur, principalement en raison d'une valeur obsolète de la constante de Hubble [34] le même calcul montre aujourd'hui une fraction plus petite, en utilisant des valeurs plus élevées pour la masse lumineuse. Cependant, Zwicky a correctement déduit que la majeure partie de l'affaire était sombre. [ éclaircissements nécessaires ] [33]

Les premières indications solides que le rapport masse/lumière était autre chose que l'unité provenaient des mesures des courbes de rotation des galaxies. En 1939, Horace W. Babcock a rapporté la courbe de rotation de la nébuleuse d'Andromède (connue maintenant sous le nom de galaxie d'Andromède), ce qui suggère que le rapport masse-luminosité augmente radialement. [35] Il l'a attribué à l'absorption de lumière dans la galaxie ou à la dynamique modifiée dans les parties externes de la spirale et non à la matière manquante.


Amas de galaxies

Galaxy Clustering : Laniakea Brent Tully a dirigé une équipe internationale dans un programme appelé Cosmicflows. La mesure de distances précises aux galaxies permet une différenciation des distances qu'elles auraient si elles participaient simplement à l'expansion cosmique moyenne à leurs vitesses observées Galaxie groupes sont des groupements de galaxies liés gravitationnellement, au nombre de centaines à des dizaines de milliers. Ceci est une liste par ordre alphabétique de galaxies sélectionnées et galaxie groupes. (Voir aussi astronomie cosmologie liste des étoiles nébuleuse protogalaxie étoile groupe superamas.) Galaxie Boussole Image pour SPT0615-JD Galaxy Lensed (z

10) 6 juillet 2017. Hubble a dépassé les limites pour repérer des amas de nouvelles étoiles dans une galaxie lointaine. 6 juillet 2017. Boussole et image à l'échelle pour Galaxy Cluster SDSS J1110+6459, Lensed Galaxy SGAS J111020.0+645950.8. 6 juillet 2017. Image grand champ de Galaxy Cluster SDSS J1110+6459. 1

Connexion à un cluster¶ Galaxy est conçu pour exécuter des tâches sur votre système local par défaut, mais il peut être configuré pour exécuter des tâches sur un cluster. L'application Galaxy frontale s'exécute sur un seul serveur comme d'habitude, mais les outils sont plutôt exécutés sur des nœuds de cluster. Une référence générale pour le fichier de configuration du travail est également disponible Le nombre d'amas de galaxies riches par unité de volume est une forte fonction de, le paramètre de densité cosmologique, et 8, l'extrapolation linéaire à z = 0 du contraste de densité dans des sphères de 8 h-1 Mpc Groupe. informations de Wikipédia. Les clusters sont plus grands que les groupes, bien qu'il n'y ait pas de ligne de démarcation nette entre un groupe et un cluster. Lorsqu'ils sont observés visuellement, les amas semblent être des collections de galaxies maintenues ensemble par une attraction gravitationnelle mutuelle. Cet amas de galaxies est parsemé dans le ciel de la constellation de Pictor, l'un des plus éloignés observés pour provoquer une lentille gravitationnelle. Hubble observe un ancien amas de galaxies | Nasa

Les galaxies elliptiques ou S0 constituent 85 pour cent des galaxies brillantes de l'amas de Coma. Les deux elliptiques les plus brillantes de Coma sont situées près du centre du système et sont individuellement plus de 10 fois plus lumineuses que la galaxie d'Andromède El Gordo (ACT-CL J0102-4915 ) est un amas de galaxies aux propriétés particulièrement extrêmes. Il est situé à plus de 7 milliards d'années-lumière de la Terre et est composé de deux sous-amas pesant ensemble environ 3e15 masses solaires avec un rapport de masse de 3,6 et une vitesse de collision élevée d'environ 2500 km/s

Il contient 15 grappes commençant à partir de. Salut à tous ! Cette vidéo est une comparaison des tailles des plus gros objets de l'univers - amas et superamas de galaxies Les amas de galaxies sont les plus gros objets de l'Univers maintenus ensemble par la gravité. Chandra détecte le gaz surchauffé qui remplit l'espace entre les centaines et les milliers de galaxies de ces énormes amas. Les amas de galaxies sont utilisés pour enquêter sur les mystères de la matière noire et de l'énergie noire Les amas de galaxies sont les plus grands objets de l'Univers, couvrant des distances allant jusqu'à dix millions d'années-lumière et contenant la masse équivalente d'un million de milliards de soleils

Vidéo : Groupes et amas de galaxies - Wikipedi

Amas de galaxies - Univers Toda

  1. Médias dans la catégorie Amas de galaxies. Les 177 fichiers suivants sont dans cette catégorie, sur 177 au total. 0024-1654 amas de galaxies.jpg 741 × 557 203 Ko. 2004GravitationalLens.jpg 1 393 × 1 393 308 Ko. Un amas colossal PLCK G308.3-20.2.jpg 5 224 × 4 716 8,9 Mo. Un rassemblement galactique.jpg 1 280 × 1 244 223 Ko
  2. Les amas de galaxies sont de grandes collections de galaxies. Ils se composent de centaines de galaxies et de groupes de galaxies, liés entre eux par la gravité. Les amas de galaxies sont beaucoup plus grands que les groupes de galaxies, comme notre groupe local. Les amas de galaxies ne doivent pas être confondus avec les amas d'étoiles, qui sont à l'intérieur des galaxies, ou avec les amas globulaires, qui orbitent généralement autour des galaxies
  3. e la masse de l'ensemble de l'amas, similaire à la façon dont nous mesurons les mouvements stellaires dans une galaxie elliptique pour dissuader
  4. Crédit : IllustrisTNG ProjectVisualisation : Dylan Nelson et al. Musique : Symphonie n° 5 (Ludwig van Beethoven) Détails : https://apod.nasa.gov/apod/ap190226.htm

Les amas de galaxies sont les plus grands objets gravitationnels de l'univers. Ils ont trois composantes principales : Des centaines de galaxies contenant des étoiles, du gaz et de la poussière Des amas de galaxies gouvernent l'univers sombre. L'amas d'étoiles Abell 2744, également connu sous le nom d'amas de Pandore, photographié par le télescope spatial Spitzer en infrarouge. (Crédit image : NASA/JPL-Caltech Plus l'effet de lentille causé par un amas de galaxies est grand, plus la masse de l'amas de galaxies est grande. Rayons X : les amas de galaxies sont remplis de gaz super chaud de 10 à 100 millions de degrés qui brille intensément aux longueurs d'onde des rayons X. Les scientifiques utilisent les données des rayons X des télescopes spatiaux pour trouver et étudier des amas de galaxies massifs L'amas d'Antlia (Abell S0636) est un amas compact de galaxies situé dans la constellation australe d'Antlia (la pompe à air). du grand superamas de l'Hydre-Centaure et se trouve à quelque 133 millions d'années-lumière, ce qui en fait probablement le troisième amas de galaxies le plus proche de notre groupe local, après les amas de la Vierge et de Fornax Vous regardez la carte de gravité la plus précise jamais réalisée d'un amas de galaxies lointain. À l'aide de la carte, les astronomes ont déterminé que l'amas mesure environ 650 000 années-lumière de diamètre.

La galaxie MISP est une méthode simple pour exprimer un grand objet appelé cluster qui peut être attaché à des événements ou des attributs MISP. Un cluster peut être composé d'un ou plusieurs éléments. Les éléments sont exprimés sous forme de valeurs-clés. Il existe des vocabulaires par défaut disponibles dans la galaxie MISP, mais ceux-ci peuvent être écrasés, remplacés ou mis à jour à votre guise. Un amas de galaxies avec une galaxie centrale, NGC 1128, qui a produit une double source radio géante connue sous le nom de 3C 75. 01 déc 05. Persée Amas . La région centrale d'un riche amas de galaxies à environ 250 millions d'années-lumière de la Terre. 08 avril 05. Galaxy Clusters Survey La spirale tourbillonnante en bas à gauche du cadre est loin d'être le spectacle le plus intéressant ici - derrière elle se trouve un amas de galaxies

Regroupement de galaxies - UH Institute for Astronom

Amas de galaxies A2199 Crédit : télescope de 1,2 m, Whipple Obs., Harvard CfA. Explication : C'est plus gros qu'une boîte à pain. En fait, c'est beaucoup plus gros que toutes les boîtes à pain réunies. Abell 2199 est énorme. En fait, il s'agit d'un grand amas de galaxies proche, contenant plusieurs milliers de galaxies centrées autour d'une galaxie centrale dominante. Les amas de galaxies sont de grandes collections de galaxies. Ils sont constitués de centaines de galaxies et de groupes de galaxies, liés entre eux par la gravité. Les amas de galaxies sont beaucoup plus grands que les groupes de galaxies, comme notre groupe local. Les amas de galaxies ne doivent pas être confondus avec les amas d'étoiles, qui sont à l'intérieur des galaxies, ou avec les amas globulaires, qui orbitent généralement autour des galaxies. Les amas de galaxies notables dans l'univers relativement proche comprennent l'amas de la Vierge, l'amas de Fornax, l'amas d'Hercule et. Les amas de galaxies couvrent une gamme de masses, la masse la plus basse étant connue sous le nom de groupes de galaxies. L'ICM est chaud en raison du potentiel énorme des amas de galaxies. L'énergie potentielle gravitationnelle du matériau tombant dans l'amas conduit à un échauffement choc du gaz à 10s de millions de °C

. Tout comme pour mesurer les masses des galaxies à partir des mouvements des étoiles et des nuages ​​de gaz, vous pouvez utiliser les mouvements des galaxies dans les amas pour mesurer les masses des amas de galaxies. Ce que vous trouvez, c'est que les membres de l'amas de galaxies se déplacent trop vite pour être gravitationnels. Galaxyclusters.com est une base de données d'observations radio-astronomiques de sources radio étendues générées dans le milieu intra-amas (ICM) des amas de galaxies. Actuellement, la base de données comprend toutes les observations pointues de : reliques radio, halos radio, mini-halos radio et phénix radio Les amas de galaxies gouvernent l'univers sombre. L'amas d'étoiles Abell 2744, également connu sous le nom d'amas de Pandore, photographié par le télescope spatial Spitzer en infrarouge Quelles propriétés des amas de galaxies peut-on mesurer ? Certaines des plus évidentes sont : la distance la taille angulaire apparente le nombre de galaxies la lumière totale émise par les galaxies les vitesses radiales des galaxies Concentrons-nous sur le dernier élément de la liste : en calculant la plage des vitesses radiales des galaxies dans un amas, nous pouvons estimer son Masse

Liste des galaxies et amas de galaxies britanniques

  • Les amas de galaxies forment la queue de masse élevée de la formation de la structure hiérarchique et sont intéressants pour contraindre les paramètres cosmologiques, comprendre la structure à grande échelle, en tant qu'environnements extrêmes pour la formation des galaxies et en tant qu'objets hébergeant des phénomènes astrophysiques uniques
  • Les astronomes ont repéré un ancien amas de galaxies qui semble étonnamment jeune. L'amas de galaxies s'est formé près de 3 milliards d'années après la naissance de l'univers, mais est étonnamment mature.
  • ed que l'amas mesure environ 650 000 années-lumière de diamètre et contient ..
  • La galaxie MISP est une méthode simple pour exprimer un grand objet appelé cluster qui peut être attaché à des événements ou à des attributs MISP. Un cluster peut être composé d'un ou plusieurs éléments. Les éléments sont exprimés sous forme de valeurs-clés

Cheats sur la façon de créer un « cluster galaxie ». Contient toutes les combinaisons possibles. Vous devez faire découvrir les éléments parents pour réussir. galaxie. +. galaxie Les amas de galaxies comprennent jusqu'à des milliers de galaxies liées entre elles par la gravité. Ce sont les plus grandes structures liées gravitationnellement, et pourraient donc être cruciales pour améliorer les connaissances. Les amas de galaxies sont classés sur la base d'un système proposé par l'astronomie George Abell et sont documentés dans le catalogue Abell. L'amas de galaxies, appelé CL J1001+0220 (CL J1001 en abrégé), se trouve à environ 11,1 milliards d'années-lumière de la Terre

Site Hubble : Image

  1. Un amas de galaxies situé à environ 390 millions d'années-lumière de la Terre. Deux groupes de galaxies en collision situées à environ 380 millions d'années-lumière de la Terre. Un amas de galaxies situé à environ 5,8 milliards d'années-lumière de la Terre. Une collision de quatre amas de galaxies situés à environ 3 milliards d'années-lumière de la Terre
  2. L'amas de galaxies MACS J0717, l'un des amas de galaxies les plus complexes et déformés connus, est le site d'une collision entre quatre amas. Il est situé à environ 5,4 milliards d'années-lumière de la Terre
  3. Les amas de galaxies comme MACS 1206 sont des laboratoires parfaits pour étudier les effets gravitationnels de la matière noire, car ce sont les structures les plus massives de l'univers. En raison de leur poids, les amas agissent comme des lentilles cosmiques géantes, grossissant, déformant et courbant toute lumière qui les traverse - un effet connu sous le nom de lentille gravitationnelle.
  4. Lorsqu'une galaxie entre dans un amas riche et massif, elle doit faire face à deux facteurs meurtriers. Le ciel nocturne de la Terre, montrant la Voie lactée, Andromède et à quoi ils ressembleront de notre point de vue.

Se connecter à un cluster — Galaxy Project 21

  • galaxie de fourmis. La proximité, cependant, n'est que relative aux autres amas de galaxies, car la lumière met environ 50 millions d'années pour nous atteindre à partir de A2199.
  • L'amas de galaxies a été largement étudié au cours des soixante dernières années : la compilation des catalogues de position des galaxies Zwicky1, Lick2 et Jagellonian 3 a été le résultat de cet effort. Un grand progrès dans l'étude statistique du clustering est alors devenu possible un tel travail a été principalement effectué par Peebles et ses collègues
  • Les amas de galaxies sont trouvés par des télescopes optiques ou infrarouges en recherchant des surdensités, puis confirmés en trouvant plusieurs galaxies à un décalage vers le rouge similaire. Les recherches infrarouges sont plus utiles pour trouver des clusters plus éloignés (plus grand décalage vers le rouge). Rayons X : Le plasma chaud émet des rayons X qui peuvent être détectés par des télescopes à rayons X

Densités d'amas de galaxies - IOPscienc

La spirale tourbillonnante en bas à gauche du cadre est loin d'être le spectacle le plus intéressant ici - derrière elle se trouve un amas de galaxies. Corne d'abondance de l'amas de galaxies de Hubble | Les amas de galaxies de la NASA contiennent des centaines à des milliers de galaxies liées entre elles par la gravité. Ils se déplacent à travers une soupe de gaz chaude appelée le milieu intraamas, qui contient plus de masse que toutes les étoiles. Un amas de galaxies peut voir sa masse reconstruite à partir des données de lentilles gravitationnelles disponibles L'espace regorge d'amas et de superamas de galaxies, et récemment les astronomes ont attrapé plusieurs supers en train de former un mégaamas. Le 19 octobre 2019, la NASA a annoncé la découverte d'une rare collision entre quatre amas de galaxies. Un amas GALAXY situé à quelque 10,2 milliards d'années-lumière a été désigné comme le plus éloigné de la Terre jamais trouvé. Les scientifiques sont frappés par la découverte Le télescope a enregistré des rayons X créés par des électrons situés dans le cœur chaud d'un amas de galaxies. Galaxies sur le g

Composants de l'amas de galaxies Abell 2744, également connu sous le nom d'amas de Pandore : galaxies (blanches), gaz chauds (rouge) et matière noire (bleu). Les amas de galaxies sont les structures cosmiques les plus massives maintenues ensemble par la gravité, constituées de galaxies, de gaz chaud et de matière noire. nombre en fonction de -Mass proxy Mobs (par exemple, richesse optique, propriétés des rayons X, signaux SZ, faible lentille)-Redshift • Ensuite, nous inférons-M obs-M distribution (relation d'échelle, dispersion Dans le cadre de la Groupes Hiding in Plain Sight (CHiPS), les astronomes ont découvert trois nouvelles galaxie groupe candidats et confirmé deux d'entre eux : CHIPS 1356-3421 et CHIPS 1911+4455 L'émission radio diffuse dans les amas de galaxies est connue pour être liée à la masse et à l'état dynamique des amas. Nous collectons les flux observés de halos radio, de reliques et de mini-halos pour un échantillon d'amas de galaxies de la littérature, et calculons leurs puissances radio

La formation d'amas de galaxies correspond à l'effondrement des plus grandes surdensités liées gravitationnellement dans le champ de densité initial et s'accompagne des phénomènes les plus énergétiques depuis le Big Bang et par l'interaction complexe entre la dynamique d'effondrement induite par la gravité et les processus baryoniques associés à la formation des galaxies. . Les amas de galaxies sont ainsi à la croisée des chemins de la cosmologie. Amas de galaxies La Voie lactée appartient à un petit amas connu sous le nom de Groupe local, mais d'autres amas peuvent contenir des centaines ou des milliers de galaxies. Les amas de galaxies, à leur tour, peuvent se regrouper pour former des superamas Hercules Galaxy Cluster - Abell 2151. Type d'acquisition : Electronically-Assisted Astronomy (EAA, par exemple basé sur un flux vidéo en direct) Fiche technique Marques sponsorisées Shop Optec chez Tolga Astro Shop Planewave chez Tolga Astro Shop Software Bisque chez Tolga Astro Shop TEC chez Tolga Astr

GALAXY CLUSTER - svensk översättning - bab

Une mesure de richesse robuste pour les amas de galaxies est une quantité d'observation importante. En plus d'être l'un des principaux attributs d'un cluster, il peut être utilisé comme référence pour comparer d'autres propriétés des clusters de manière significative. Ceci est d'autant plus important que les progrès technologiques nous ont permis d'étudier les amas de galaxies. Les amas de galaxies se développent par collisions, qui durent environ un milliard d'années. L'année dernière, Liyi Gu du laboratoire d'astrophysique des hautes énergies RIKEN et ses collègues ont utilisé des télescopes à rayons X, optiques et radio pour repérer deux amas sur le point de fusionner. L'amas de galaxies se trouve près de la frontière nord de Coma Berenices, à mi-chemin le long d'une ligne tracée de Rho Boötis à Delta Leonis (Zosma), près du pôle nord galactique L'amas de galaxies est un véritable chef-d'œuvre tonal. Pouvoir sélectionner mes propres pédales dans la gamme Skreddy était un rêve devenu réalité. Marc était extrêmement patient et flexible - et a même ajouté des touches personnelles et des mods que je ne savais pas possibles. (Y compris un interrupteur à l'infini sur le bien-aimé Echo. Les amas de galaxies sont les plus grands systèmes de l'Univers liés entre eux par la gravité. Ils contiennent des centaines à des milliers de galaxies et de grandes quantités de gaz chaud connu sous le nom de plasma, qui atteint des températures d'environ 50 millions de degrés et brille de mille feux aux rayons X

Figure 2 : Les profils de pente logarithmique des profils de densité stellaire projetés pour les amas C-EAGLE et les données d'observation. Les lignes bleue et orange utilisent différentes méthodes pour empiler les données de cluster simulées (moyenne et médiane angulaire respectivement). Les lignes roses et grises sont dérivées d'observations empilées d'amas de galaxies du Dark Energy Survey, utilisant différents zéros. Amas de Persée - Également désigné Abell 426, cet amas de galaxies est l'un des objets les plus massifs de l'univers. Il est composé de milliers de galaxies, dont seules quelques-unes sont visibles ici. L'ensemble de l'amas émet des rayons X et la source de rayons X la plus brillante est la galaxie au centre de cette image, NGC 1275, qui est également désignée sous le nom de Persée A. Les amas de galaxies sont les plus grandes structures de l'Univers maintenues ensemble par gravité, contenant des milliers de galaxies individuelles, de matière noire et de gaz chaud. Au centre de l'amas d'Ophiuchus, il y a une grande galaxie qui contient un trou noir supermassif. Les chercheurs ont retracé la source probable de cette gigantesque éruption jusqu'à ce trou noir Les superamas de galaxies sont généralement constitués de chaînes d'une douzaine d'amas de galaxies, chacun ayant une masse d'environ

10 13 - 10 14 masses solaires. Les plus grands superamas peuvent s'étendre sur plusieurs millions d'années-lumière d'espace. On pense que 90% des galaxies s'y trouvent

Les preuves de la plus grande explosion observée dans l'Univers sont contenues dans ces images composites. Cette découverte, couverte dans notre dernier communiqué de presse, combine les données de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA, du XMM-Newton de l'ESA, du Murchison Widefield Array et du télescope géant Metrewave. Cette éruption extrêmement puissante s'est produite dans l'amas de galaxies Ophiuchus, qui est situé à environ 390 millions. Littlealchemyguide.com est le meilleur guide de triche pour Little Alchemy 1 et Little Alchemy 2. Combinaisons, découvrez comment faire des combos et quels éléments rendent les amas de galaxies Abell observables dans un télescope amateur. George Abell est décédé il y a plusieurs années, mais l'un des héritages les plus durables qu'il a laissés à l'astronomie est un catalogue de groupes de galaxies qu'il a compilé dans les années 1950.Abell a examiné les plaques Palomar Sky Survey alors récemment achevées pour trouver des amas de galaxies

L'amas porte le nom de George Abell, un astronome américain qui a publié un catalogue des amas de galaxies en 1958. Dans ce projet, vous étudierez les galaxies qui composent Abell 2255. Exercice 3. Utilisez l'outil Navigation pour rechercher quelques galaxies dans Abell 2255. Ouvrez l'outil. Les astronomes du MIT ont découvert des quartiers galactiques nouveaux et inhabituels que les études précédentes avaient négligés. Leurs résultats, publiés aujourd'hui, suggèrent qu'environ 1% des amas de galaxies semblent atypiques et peuvent être facilement identifiés à tort comme une seule galaxie brillante. Alors que les chercheurs lancent de nouveaux télescopes de chasse aux amas, ils doivent tenir compte de ces découvertes ou risquer d'avoir une image incomplète de l'univers.

Amas de galaxies Astronomie Fando

  1. Les simulations d'amas de galaxies générées par les superordinateurs aident les scientifiques à cartographier l'univers inconnu. Crédit : Butsky et al. Inspirés par la science-fiction des Romuliens spatiaux de Star Trek, les astrophysiciens ont développé des simulations informatiques cosmologiques appelées RomulusC, où le "C" signifie amas de galaxies
  2. . 2 159 j'aime.
  3. L'amas Abell 1689 Crédit : N ASA Hubble De la même manière que la gravité peut influencer les étoiles pour former des amas, des observations ont révélé que de nombreux groupes et amas de galaxies semblent liés gravitationnellement. Les groupes de galaxies contiennent moins de 50 galaxies et sont de 3 à 7 millions d'années-lumière de diamètre. Leur masse est d'environ 10 000 000 000 000 (10 000 milliards) de fois celle du Soleil
  4. Un amas de galaxies est un groupe de milliers de galaxies qui gravitent les unes autour des autres à des vitesses 3 d'environ 1 000 kilomètres par seconde. Ils sont empêchés de s'envoler par l'attraction gravitationnelle du ..
  5. par un trou noir supermassif dont la masse varie de quelques millions à plusieurs centaines de millions de masse solaire (Figure 04-01c)
  6. Les données de l'amas de Coma ont été prises dans le cadre d'une étude d'un riche amas de galaxies voisin. Ensemble, ils fourniront une base de données clé pour les études sur la formation et l'évolution des galaxies. Cette enquête permettra également de comparer des galaxies dans différents environnements, à la fois surpeuplés et isolés, ainsi que de comparer des galaxies relativement proches avec des galaxies plus éloignées (à des décalages vers le rouge plus élevés)
  7. La formation d'amas de galaxies correspond à l'effondrement des plus grandes surdensités liées gravitationnellement dans le champ de densité initial et s'accompagne des phénomènes les plus énergétiques depuis le Big Bang et par l'interaction complexe entre la dynamique d'effondrement induite par la gravité et les processus baryoniques associés à la formation des galaxies. . Les amas de galaxies sont ainsi au carrefour de la cosmologie et de l'astrophysique et sont des laboratoires uniques pour tester des modèles de structure gravitationnelle.

Hubble se rapproche d'un ancien NAS Galaxy Cluster

Bernhard Hubl - Amas de galaxies. Cette page Web présente une collection d'images de groupes de galaxies et d'amas de galaxies. astrophoton.com Dans cette revue, nous décrivons notre compréhension actuelle de la formation d'amas : de l'image générale de l'effondrement des fluctuations de densité initiales dans un Univers en expansion aux simulations détaillées de la formation d'amas, y compris les effets de la formation des galaxies. Nous décrivons à la fois les domaines dans lesquels des prédictions très précises de modèles théoriques peuvent être obtenues et les domaines où les prédictions sont. L'option de test/développement du cluster Galaxy limite les travaux à 2 cœurs et 10 Go de mémoire, tandis que toutes les autres options de test/développement se voient allouer la quantité totale de cœurs et de mémoire pour la ressource standard. Données utilisateur et quotas de tâches Les tâches nécessitant peu de mémoire et de processeur sont soumises aux limites suivantes. Le cluster Corona Borealis (A2065) a été découvert par Edwin Hubble dans les années 1930. En 1936, Milton Humason a mesuré le décalage vers le rouge d'une des galaxies (PGC 54876) de l'amas dans le cadre d'un projet visant à démontrer que la vitesse est proportionnelle à la distance pour un grand nombre d'amas distants.

Coma amas amas de galaxies britannique

NGC 4459 (au milieu à gauche) est une galaxie lenticulaire vue presque de face. M49 (milieu au centre) est une galaxie elliptique et c'est la plus grande galaxie de la moitié sud de l'amas. NGC 4473 (au milieu à droite) est une galaxie elliptique de forme très ovale. M87 (en bas à gauche) est la très grande galaxie active au centre de l'amas de la Vierge. L'American Astronomical Society (AAS), fondée en 1899 et basée à Washington, DC, est la principale organisation d'astronomes professionnels en Amérique du Nord. Son adhésion o

54. L'amas de galaxies en interaction El Gordo : une énorme ..

Les amas de galaxies représentent probablement les plus grandes structures de l'Univers où la gravité a gagné, où la densité de galaxies et d'autres matières est si grande que l'expansion de l'Univers est arrêtée et qu'un système auto-gravitatif lié et peut-être détendu s'est formé amas de galaxies dans les données SDSS, qui peuvent contenir des centaines voire des milliers de galaxies. L'image de droite montre un célèbre amas appelé Abell 2255. L'amas porte le nom de George Abell, un astronome américain qui a publié un catalogue d'amas de galaxies en 1958. En 2012, McDonalds a découvert un amas de galaxies unique qui brillait comme une source ponctuelle dans la radiographie avec un trou noir vorace qui consomme de la matière et crache des rayons X. Le noyau était si brillant qu'il pouvait diffuser le milieu intra-amas et les étoiles qu'il contenait se formaient à un taux environ 500 fois supérieur à celui de la plupart des autres amas.

Comparaison de la taille du cluster Galaxy 4K - YouTube

Les clusters sont définis comme des clusters réguliers ou irréguliers. Le terme décrit l'arrangement des galaxies au sein de l'amas. Un amas de galaxies régulier est sphérique avec plus de galaxies vers le centre de l'amas. Une forme irrégulière n'a pas de groupe principal au centre La puissante résolution et la sensibilité du télescope spatial Hubble de la NASA révèlent les merveilles de l'univers dans cette image. La capacité de la gravité à déformer le tissu de l'espace lui-même est démontrée, car l'amas de galaxies massif Abell S1063 au centre est entouré par la lumière déformée et amplifiée de galaxies beaucoup plus éloignées. La masse combinée des galaxies de l'amas agit comme un phénomène naturel. Les simulations d'amas de galaxies générées par les superordinateurs aident les scientifiques à cartographier l'univers inconnu. Crédit : Butsky et al. Dans ce podcast TACC, les chercheurs décrivent comment ils utilisent les superordinateurs XSEDE pour exécuter certaines des simulations d'amas de galaxies à la plus haute résolution jamais réalisées. Les amas de galaxies contiennent généralement des centaines, voire des milliers de galaxies. L'image à droite montre un amas célèbre appelé Abell 957. L'amas porte le nom de George Abell, un astronome américain qui a publié un catalogue d'amas de galaxies en 1958. Cette image Hubble en taille réelle montre l'amas de galaxies SDSS J1004+4112 qui a été découvert comme partie du Sloan Digital Sky Survey. C'est l'un des amas les plus éloignés connus (sept milliards d'années-lumière, décalage vers le rouge z = 0,68), et est vu lorsque l'Univers avait la moitié de son âge actuel

Observatoire de rayons X Chandra - En savoir plus sur Galaxy Cluster

Cette image du télescope spatial Hubble à longue exposition de l'amas de galaxies massif Abell 2744 est la plus profonde jamais réalisée de tous les amas de galaxies. L'observation montre certaines des galaxies les plus faibles et les plus jeunes jamais détectées dans l'espace. Abell 2744, situé dans la constellation du Sculpteur, apparaît au premier plan de cette image Les amas de galaxies ont réservé quelques surprises aux astronomes. L'un des théoriciens qui ont proposé le modèle d'écoulement de refroidissement, Paul Nulsen du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, a déclaré : We. ACCEPT est un outil de recherche pour les astrophysiciens intéressés par les propriétés à haute énergie (rayons X) des amas de galaxies. ACCEPT est une grande base de données uniformément analysée de nombreuses propriétés de cluster, y compris les profils de luminosité de surface aux rayons X, les profils de température ICM et les profils d'entropie. De nombreux clusters CLASH sont inclus dans la base de données ACCEPT

Amas de galaxies Institut Kavli pour les particules

Les amas de galaxies comme ceux-ci ont une masse énorme et leur gravité est suffisamment puissante pour courber visiblement le chemin de la lumière, un peu comme une loupe verre pour remonter le temps, il y a près de 9,4 milliards d'années. Dans le processus, ils ont repéré une minuscule galaxie naine dans ses toutes premières étapes de formation d'étoiles à haute énergie. La nouvelle image du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA montre Abell 2813, un amas de galaxies situé dans la constellation de Cetus. Également connu sous le nom d'ACO 2813 et de RXC J0043.4-2037, il est si éloigné que.. Vi skulle vilja visa dig en beskrivning här men webbplatsen du tittar på tillåter inte detta

Le cœur brillant de la galaxie, entouré de nuages ​​de poussière dense, est tout aussi accrocheur. NGC 1003 réside devant un amas de galaxies, une vaste collection de galaxies liées entre elles par la gravité. Ces structures sont parmi les plus massives de l'Univers connu, et l'emportent sur le Soleil d'un facteur de mille trillions. lentilles pour voir encore plus loin dans l'univers lointain Procédure pas à pas pour amas de galaxies dans Little Alchemy 2. terre + terre = terre terre + terre = continent continent + continent = planète planète + planète = système solaire système solaire + système solaire = galaxie galaxie + galaxie = amas de galaxies Les amas de galaxies, proches et lointains, ont beaucoup en commun. 8 avril 2005 RAS RELEASE PN 05/25. Cette image montre une simulation informatique d'un grand volume de l'Univers. Une image aux rayons X XMM-Newton d'un véritable amas de galaxies de l'étude est superposée pour illustrer la formation d'amas de galaxies dans les parties les plus denses de l'univers. directions avec les installations actuelles/à venir et les enquêtes à grand champ. Les sujets de l'atelier comprennent les sous-structures de la matière noire, l'évolution des galaxies, la cosmologie à retardement, les amas de galaxies, les galaxies à z élevé, les simulations et les recherches de lentilles puissantes. Les chercheurs disent que les amas de galaxies que nous voyons aujourd'hui, comme cette image Hubble de l'amas de galaxies Abell 1689 , sont le résultat des fluctuations de la densité de matière dans l'univers primitif