Plus d'infos sur l'astrophysique relativiste!

Si vous voulez savoir plus sur l'astrophysique relativiste!, n’hésitez pas de contacter les membres de notre équipe impliqués dans cette domaine de recherche:  Bertrand CHAUVINEAU


 

La Relativité Générale (RG) est une théorie dynamique de l'espace-temps, dont la courbure est liée à la présence de matière (au sens large, c'est-à-dire incluant le champ électromagnétique, les champs scalaires, etc). L'équation d'Einstein décrit la façon dont la matière est couplée au tenseur métrique, ce dernier définissant les propriétés geométriques de l'espace-temps (la métrique définissant les propriétés métriques proprement dites, mais aussi la notion de parallélisme local). Dans le cadre de cette théorie, les orbites dans un champ gravitationnel sont les mouvements inertiels associés à ce tenseur métrique.

Cette théorie s'est révélée apte à décrire les mouvements des corps avec une très grande précision, qu'ils soient massifs ou non (cas des photons, en accord avec la théorie électromagnétique usuelle). La RG est donc, actuellement, le cadre naturel pour l'étude des problèmes de mécanique céleste et d'astrométrie de haute précision. La RG est aussi remarquablement adaptée à l'étude des objets compacts en astrophysique (des étoiles condensées jusqu'aux trous noirs), de la dynamique de l'Univers (dans son ensemble, mais aussi de ses sous-structures) et à l'étude du lentillage gravitationnel. Un autre succès spectaculaire est lié à la récente détection des ondes gravitationnelles : les signaux observés sont en très bon accord avec les phases finales d'évolution des paires de trous noirs, jusqu'à la phase de plongement, telles qu'elles sont prédites par la RG.

Cependant, le domaine de validité de cette théorie reste à définir. Du point de vue observationnel, l'accélération de l'expansion de l'Univers suggère fortement que cette théorie doit être modifiée, a minima par l'introduction d'une constante cosmologique dans l'équation d'Einstein, mais peut-être de façon plus profonde. Du point de vue théorique, si on considère le cadre conceptuel de la théorie, la situation est encore plus critique. En tant que source de gravitation, la matière entre dans l'équation d'Einstein à travers une description purement classique, son comportement quantique étant simplement ignoré. La prise en compte du comportement quantique de la matière au sein d'une théorie de la gravitation couplant matière et geométrie de l'espace-temps requiert de décrire l'espace-temps lui-même en termes quantiques. L'élaboration d'une théorie quantique de la gravitation est un des défis majeurs de la physique théorique moderne.

Dans un tel contexte, il est pertinent d'étudier des voies alternatives pour décrire la gravitation. Une attention toute particulière est portée aux théories dites tenseur-scalaires, cousines de la RG dans lesquelles un champ scalaire remplace la constante de gravitation de Newton. Il y a au moins deux raisons à cela. La première vient du fait que de nombreuses propositions pour quantifier la gravitation, que ce soit dans un schéma unificateur (avec les autres forces de la nature) ou pas, font apparaitre, dans l'approximation classique, un secteur gravitationnel de type TS. La deuxième raison tient au fait que les solutions RG peuvent être interprétées comme étant également des solutions TS, dans des circonstances particulières. Les théories TS sont donc, en ce sens, en mesure d'intégrer tous les succès expérimentaux de la RG. D'un point de vue phénoménologique, le champ scalaire des théories TS détermine la valeur locale de la constante de Newton, sa valeur dépendant donc de la date et du lieu de l'expérience. Les relations entre théories TS et RG, loin d'être évidentes, constituent un secteur de recherche actif de notre équipe.

 

Plus d'infos sur simulations cosmologiques!

Si vous voulez savoir plus sur les simulations cosmologiques, n’hésitez pas de contacter les membres de notre équipe impliqués dans cette domaine de recherche:  Oliver HAHN


 

Les simulations cosmologiques nous permettent d'étudier l'émergence de la structure dans notre univers: à partir de notre compréhension du jeune univers, nous effectuons des simulations d'une large gamme d'échelles: comment la matière noire s'effondre et forme les graines des galaxies; comment les structures filamentaire à grande échelle a grande filamentaire proviennent des forces antagonistes de l'expansion de l'univers et de la force de gravité; comment les plus grands objets de l'univers se forment - les amas de centaines et de milliers de galaxies; ce que nous pouvons apprendre de notre univers à partir de ces objets les plus extrêmes; et comment les galaxies se forment dans le cadre de la structure à grande échelle qui les alimente avec du gaz. Enfin, nous étudions également comment les noyaux galactiques actifs régulent les propriétés thermodynamiques du gaz dans les amas de galaxies et leur impact sur la formation des étoiles dans les galaxies massives.

Outre les questions astrophysiques, nous sommes également intéressés à développer des techniques de simulation numérique qui nous permettent d'étudier l'univers plus précisément et plus efficacement.

Ce film montre l'évolution du gaz pendant la formation d'un amas de galaxies très massif dans les simulations RHAPSODY-G. La densité du gaz est représentée en couleurs grises avec la température du gaz recouverte en orange. L'abondance et les propriétés de ces systèmes massifs contiennent une mine d'informations sur la physique et la cosmologie de notre Univers. L'image est de 17 Mpc de largeur, la profondeur de projection est 5 Mpc.
Visualisation: Oliver Hahn
Simulation: Oliver Hahn, Davide Martizzi

 Ce film montre la formation de la toile cosmique de matière noire à partir de fluctuations aléatoires dans l'univers jeune. Le réseau complexe de filaments héberge des halos de matière noire, les plus massifs d'entre eux sont rendus en jaune faisant allusion aux galaxies qu'ils aceuillent dans le modèle LCDM.
Visualisation de Ralf Kaehler, Carter Emmart, Tom Abel pour le spectacle du planetarium AMNH "The Dark Universe"
Simulation: Tom Abel, Oliver Hahn

 

Plus d'infos sur la radioastronomie!

Si vous voulez savoir plus sur la radioastronomie, n'hesitez pas de contacter les membres de notre équipe impliquée dans cette domaine de recherche: Chiara FERRARI


 

Les observations radio profondes du ciel ont révélé la présence de sources radio diffuses dans environ 10% des amas de galaxies connus. Leur émission n’est pas associée à des galaxies individuelles, mais à la présence de particules relativistes et de champs magnétiques dans le milieu intra-amas. Une des principales questions ouvertes de l’astrophysique moderne est de comprendre l’origine de cette composante non thermique (NT) intra-amas et ses effets sur l’évolution thermodynamique des amas de galaxies.

Caractériser la physique évolutive complexe de ces systèmes est en effet essentiel si nous envisageons de les exploiter comme traceurs cosmologiques à travers les relevés multi-longueur d’onde en cours et prévus. Pour cela, il est nécessaire de connaitre de manière détaillée la nature des différentes composantes des amas (galaxies, milieu intra-amas MIA thermique et NT) et de leurs interactions mutuelles. Après l'énorme développement des l5 dernières années de nos connaissances sur la physique des galaxies et du MIA thermique, nous vivons à présent l’«âge d’or» des études NTs d’amas de galaxies: l’ouverture de nouvelles fenêtres spectrales largement inexplorées par les observations astronomiques (i.e. la bande radio basse fréquence, les rayons X et Gamma) va nous permettre d'étudier avec une statistique et une précision sans précédent la physique NT des amas.

Un des buts principaux des études radio d'amas est de tester les différents modèles théoriques sur l’origine de la composante NT intra-amas et d’analyser ses effets sur la physique évolutive des amas de galaxies. Les processus responsables de l'accélération des rayons cosmiques observés sont fortement débattus. Actuellement les mécanismes proposés peuvent être regroupés en deux classes: les modèles primaires et secondaires. Les premiers prévoient que la coalescence entre amas (processus à travers lequel les amas se forment et évoluent) est la source d'énergie des mécanismes responsables de l'accélération des électrons. Les seconds proposent que les électrons relativistes sont le produit secondaire des collisions hadroniques entre les protons relativistes et les ions du MIA. Encore plus débattus sont l’origine des champs magnétiques intra-amas et les effets de la composante NT sur les processus de transport et la pression du MIA. À présent il nous manque les moyens instrumentaux pour tester ces différentes théories: la faible brillance de surface et les spectres de puissance raides des sources radio diffuses dans les amas rendent ces objets plus facilement détectables aux basses fréquences et par contre difficiles à observer avec les instruments actuels, principalement efficaces dans le régime des GHz. En fait, seuls les développements technologiques et informatiques récents vont nous permettre d’observer la partie basse fréquence du spectre électromagnétique à l’aide d’une nouvelle génération de radio télescopes qui seront les précurseurs de l’un des projets internationaux les plus importants: le Square Kilometre Array (SKA). Ces radiotélescopes permettront de cartographier l'émission radio diffuse dans les amas à travers des relevés profonds et étendus.

 

Plus d'infos sur la cosmologie observationelle!

Si vous voulez savoir plus sur la cosmologie observationelle utilisant les amas de galaxies, n'hesitez pas de contacter les membres de notre équipe impliquée dans cette domaine de recherche: Sophie MAUROGORDATO - Christophe BENOIST - Eric SLEZAK  - Oliver HAHN


 

Plusieurs chercheurs de l’équipe sont par ailleurs fortement impliqués depuis plusieurs années dans la préparation de la mission Euclid, mission de classe M de l’ESA sélectionnée dans le cadre de Cosmic Vision avec un lancement prévu pour 2020. Cette mission a pour ambition de répondre à l’une des questions clés de la cosmologie moderne : comprendre la raison de l’expansion accélérée de l’Univers découverte en 1998 et récompensée par le Prix Nobel de Physique en 2011. Elle a pour but de caractériser l’équation d’état de l’énergie sombre et de tester notre théorie de la gravitation, cela grâce à une cartographie à trois dimensions inégalée en taille, profondeur et champ de la distribution des galaxies et de leurs déformations.
 

 Plus d'infos sur l'archéologie galactique!

Si vous voulez savoir plus sur l'archéologie galactique, n'hesitez pas de contacter les membres de notre équipie impliqués dans cette domaine de recherche: Vanessa HILL - Mathias SCHULTHEIS - Patrick DE LAVERNY - Alejandra RECIO-BLANCO


 Malgré les progrès remarquables de ces dernières décennies, de nombreuses questions persistent pour comprendre la formation des galaxies, dans leur contexte cosmologique, et en prenant en compte les mécanismes physiques fins qui régissent l'évolution des baryons. Dans ce contexte, l'étude de la Voie Lactée est une pierre de rosette fondamentale pour la compréhension plus générale de la formation des galaxies à disques, et l'étude de ses populations stellaires comme traces fossiles des formation et évolution, est maintenant à l'aube d'une révolution. En effet, la mission astrométrique Gaia donnera pour la première fois une vision 3D de notre Galaxie, dans l'espace direct et l'espace des phases (vitesses). Grâce à la mesure des distances, Gaia ouvrira également la possibilité de mesurer avec précision les âges stellaires, ajoutant ainsi la dimension temporelle, indispensable pour comprendre les processus évolutifs de la Galaxie. Les perspectives du groupe Archéologie Galactique de l'équipe Galaxies et cosmologie sont dont naturellement tournées vers cette révolution en marche : Gaia et ses accompagnements au sol.

Gaia mapping the stars of the Milky Way

Parmi les questions fondamentales qui se posent figurent la formation des disques galactiques (ubiquité des galaxies à gros bulbes dans les simulations cosmologiques versus la forte proportion observée de galaxies dans lesquelles le disque est dominant), la dualité du disque de la Voie Lactée (mince et épais), les différents processus de formation de bulbes centraux (effondrement, instabilités dans les disques, et rôle du trou noir central et sa région de formation stellaire associée). Notre disque épais s'avère plus massif qu'on ne le pensait (jusqu'à 50% de la masse lumineuse de la Galaxie) et pourrait être à l'origine d'une grande proportion du bulbe galactique. Il s'est formé autour de z~2, et pourrait bien être un descendant des «clumpy discs» fortement turbulents observés à ces redshifts. Les mécanismes plausibles qui ont pu mener à la dualité du disque sont cependant nombreux (mergers secs ou humides, migration radiale, etc.), et notre Galaxie est la seule dans laquelle ils peuvent être étudiés. Une autre question récurrente est celle l'importance des accrétions de galaxies dans l'assemblage d'une Voie Lactée, envisagée par le LCDM comme source majeure (voire unique) du halo galactique. De nombreuses questions existent cependant : les tensions entre simulations et observations de l'abondance des sous-structures dans le halo (missing satellites problem) proviennent-elles d'observations incomplètes ou de physique baryonique manquante dans les simulations? D'où vient la partie formée « in situ » du halo ? L'évaporation d'amas globulaires contribue elle significativement à la formation du halo?

Pour apporter une contribution significative à ce questionnement, l'équipe se positionne fortement sur les grands moyens observationnels qui transformeront la discipline dans la décennie à venir :

  • Gaia: l'équipe se prépare déjà depuis plusieurs années à l'exploitation scientifique des données Gaia, à la fois techniquement (participation très forte au DPAC, développement d'outils d'analyse) et scientifiquement (ANR ARCHEOGAL). La mission scientifique de Gaia commence dès 2016 (DR1: position pour l'ensemble des cibles ; parallaxes et mouvements propres pour ~2millions de sources brillantes, essentiellement dans le disque galactique) et se poursuivra jusqu'en 2022.
  • Grands relevés spectroscopique au sol en accompagnement de Gaia : l'équipe a pris de très fortes responsabilités dans les très grands relevés spectroscopiques au sol Gaia-ESO Survey (@VLT 2012-2017), APOGEE-2 (@APO 2014-2020) et WEAVE (@WHT 2018-2022), et nous sommes en retour au premier plan pour coupler les abondances chimiques et les vitesses radiales très précises avec les mouvement propres et les parallaxes de Gaia pour les différentes composantes galactiques (disque mince, disque épais, bulbe, halo). L'étude des corrélations chimico-dynamiques des populations stellaires galactiques, ainsi que leurs évolutions temporelles, permettra de répondre directement à des questions clefs de l'évolution galactique comme, par exemple, l'histoire des accrétions dans la Voie Lactée, l'histoire de formation stellaire etc... Contraindre l'histoire de la formation stellaire dans les parties les plus centrales de notre galaxie (starburst central, dans des régions très éteintes) est également un défit important auquel les instruments IR tels que KMOS ou MOONS permettront de répondre. L’instrument MOSAIC (Multi-Object Spectrograph with Adaptive Image Correction) sera un des instruments de première génération qui équipera le télescope E-ELT (ESO) de 39 mètres. Combiné à la sensibilité sans précédent de l'E-ELT, MOSAIC sera l'instrument le plus performant au monde pour l'étude du halo de la Voie lactée et de ses satellites et pour l'analyse détaillée des populations stellaires dans les galaxies proches. Ce sera pour la première fois également possible d'obtenir la spectroscopie des étoiles résolues au-delà du groupe local (par exemple M83). Nous souhaitons être implique dans cette instrumentation de l’ESO qui va révolutionner l’Archéologie Galactique.
  • Grands relevés photométriques au sol en prolongement de Gaia : LSST devrait d'ici 2023 apporter un complément à Gaia aux très faibles magnitudes (mouvements propres mais aussi photométrie multi-bande) pour des étoiles jusqu'aux confins de notre Galaxie ainsi que ses satellites (galaxies naines) ; dès aujourd'hui, le grand sondage Luau au CFHT permet de cartographier la métallicité des étoiles à grande échelle dans le halo galactique, et d'y repérer ainsi des traces d'accrétions anciennes (repérées pour la première fois grâce à leur cohérence en position et métallicité), ainsi que les étoiles les plus primitives du halo galactique (extremely metal-poor stars). Nous participons d'ores et déjà a ces grands relevés galactiques (Luau, Pristine), d'où viendront certainement de grandes avancées sur notre compréhension du halo galactique et des galaxies naines qui l'entourent: quelle est la proportion de ce halo formé in situ versus celle formée par accrétions, comment cette proportion varie-elle en fonction de la position dans le halo (halo interne vs halo externe), quelle est le mécanisme de formation in situ (collapse ou réchauffage du disque primitif), les galaxies naines sont-elles conformes à ce que le LCDM attend (nombre, distribution, caractéristiques), comment se sont formées les toutes premières générations d'étoiles (PopIII stars). Autant de questions auxquelles nous tenterons de répondre en suivant une approche qui combinera les contraintes apportées par les différents types d'observations (Gaia, Luau, Pristine, LSST, WEAVE puis 4MOST).
  • Simulations/modélisation en support aux observations de la Voie Lactée et du groupe Local: l'élargissement de l'équipe à des compétences en modélisation/simulation de la formation des galaxies dans un contexte cosmologique représenterait un saut qualitatif dans nos capacités à exploiter les observables d'archéologie galactique dans un contexte plus large que la seule Voie Lactée, les prédictions des modèles nourrissant l'interprétation des observations et vice-versa. Par exemple, on ne pourra comprendre réellement la formation de la Voie Lactée qu'en combinant les informations détaillées des galaxies proches (archéologie galactique) avec une vision à haut redshift des progéniteurs (z=2) des galaxies à disques d'aujourd'hui. En particulier, les problématiques du mode dominant d'accrétion du gaz (filaments?) sur les galaxies, du mode de formation stellaire à ces époques reculées, sont révélés dans les galaxies observées à grands z, à travers par exemple les «clumpy discs». Ces processus d'assemblage de la masse, de formation stellaire, du rôle du feedback stellaire (ou d'un AGN), de la turbulence dans les disques, doivent être modélisés avec une physique adéquate pour permettre aux simulations cosmologiques de produire des observables baryoniques comparables avec les galaxies locales.
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