matière noire chaude et contraintes du CMB

[henryco]

Hello

Je lis souvent que la matière noire chaude est contrainte par des problemes de fomation des structures (les petites en particulier). Mais je me demande maintenant pourquoi elle ne serait pas contrainte tres severement auss par les données du CMB car la matière noire chaude est une composante de radiation (avec une densité évoluant en 1/a^4 plutôt que 1/a^3) donc pzr exemple qund on remplace de la matière noire froide par de la chaude on devrait décaler le redshift de l'égalité matière (baryons+CDM: 1/a^3)--radiation(photons et HDM : 1/a^4) ... donc cela ne devrait il pas perturber l'histoire du taux d'expansion H(z) et donc de nombreux observables du CMB mais aussi de la nucleosynthese primordiale ?

merci d'avance
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[Deedee81]

Bonjour, je déplace en astrophysique qui convient mieux ici.

[Gilgamesh]

Hello

Je lis souvent que la matière noire chaude est contrainte par des problemes de fomation des structures (les petites en particulier). Mais je me demande maintenant pourquoi elle ne serait pas contrainte tres severement auss par les données du CMB car la matière noire chaude est une composante de radiation (avec une densité évoluant en 1/a^4 plutôt que 1/a^3) donc pzr exemple qund on remplace de la matière noire froide par de la chaude on devrait décaler le redshift de l'égalité matière (baryons+CDM: 1/a^3)--radiation(photons et HDM : 1/a^4) ... donc cela ne devrait il pas perturber l'histoire du taux d'expansion H(z) et donc de nombreux observables du CMB mais aussi de la nucleosynthese primordiale ?

merci d'avance

La matière chaude c'est autrement dit, pour commencer, les neutrinos. Et le spectre des fluctuations du CMB est sensible bien entendu aux neutrinos. Par exemple un "produit dérivé" de l'analyse de Planck est le nombre de familles (on trouve bien "environ 3"). Donc à mon sens, on fait le plein avec les neutrinos de la matière noire chaude de l'univers. Et clairement, comme son nom l'indique, le modèle Lambda CDM ne marche qu'avec de la matière noire froide majoritaire.

Une modélisation ici de l'évolution des surdensité détaillé pour : les photons, la CDM, les baryons (légendés Gas sur les graphiques) et les neutrinos
https://www.college-de-france.fr/med...ubourg_BAO.pdf

[henryco]

Sympa ces courbes, merci. D'où vient que la perturbation initiale est piquée entre 0 et 10 Mpc ?

[A voir en vidéo sur Futura]

[Gilgamesh]

Sympa ces courbes, merci. D'où vient que la perturbation initiale est piquée entre 0 et 10 Mpc ?

J'imagine que c'est la taille d'un perturbation ponctuelle au bout de 110 ans.

[henryco]

oui c'est ca, un genre de réponse impulsionnelle en fait ...

[henryco]

Est ce que le spectre de puissance observé aujourd'hui (via la distribution des galaxies) correspond précisément avec la prediction de cette réponse impulsionnelle convoluée par les fluctuations initiales?

Je veux dire est on capable de remonter à l'indice spectral des fluctuations initiales de matière noire et de verifier qu'il est compatible avec celui des fluctuations initiales de baryons que l'on connait par ailleurs par l'analyse du CMB?

[yves95210]

Bonsoir,

Est ce que le spectre de puissance observé aujourd'hui (via la distribution des galaxies) correspond précisément avec la prediction de cette réponse impulsionnelle convoluée par les fluctuations initiales?

Oui :

The correlation function (ξ) is a function of comoving galaxy separation distance (s) and describes the probability that one galaxy will be found within a given distance of another. One would expect a high correlation of galaxies at small separation distances (due to the clumpy nature of galaxy formation) and a low correlation at large separation distances. The BAO signal would show up as a bump in the correlation function at a comoving separation equal to the sound horizon. This signal was detected by the SDSS team in 2005. SDSS confirmed the WMAP results that the sound horizon is ~150 Mpc in today's universe.

[Gilgamesh]

Est ce que le spectre de puissance observé aujourd'hui (via la distribution des galaxies) correspond précisément avec la prediction de cette réponse impulsionnelle convoluée par les fluctuations initiales?

Je veux dire est on capable de remonter à l'indice spectral des fluctuations initiales de matière noire et de verifier qu'il est compatible avec celui des fluctuations initiales de baryons que l'on connait par ailleurs par l'analyse du CMB?

Donc oui en effet, c'est un beau résultat récent que je trouve assez fortiche et qui est l'objet de programme d'observation massif. La trace des BAO c'est le petite bosse sur la courbe.

Crédit image : une page de blog pas mal à lire là dessus : What the hell are Baryon Acoustic Oscillations?

[henryco]

merci de vos reponses

Oui je suis d'accord que c'est une belle mesure mais ce n'est pas tant la bosse BAO que plutot l'allure du fond qui m'interessait dans ma question. par exemple dans la premiere publi de eisenstein et all ils fixent l'indice n=0.98 et plottent plusieurs courbes correspondant à plusieurs valeurs de Omegam, or aucune de ces courbes ne semble suivre les points de données, entre 40 et 150 Mpc par exemple
or je pensais que les non linéarités se manifestaient surtout en dessous de 20 Mpc. Du coup je me demande si en essayant d'extraire de ces données l'indice spectral (de la distribution initiale de CDM , pas celui des baryons que l'on peut fixer à sa valeur donnée par Planck), ils n'obtiendraient pas un peu n'importe quoi...

bref j'ai l'impression qu'a cause peut etre des non linearités ou autres effets (?, distorsion de redshift, biais du aux traceurs que sont les galaxies ...) ils auraient du mal à remonter à l'indice spectral de la CDM à partir de telles data (alors que par contre je suis daccord que la position du pic BAO est tres bien mesurée et peut servir de regle standard) et du coup à quel point teste t'on que les fluctuations initiales de CDM et de baryons sont identiques ?

En bref je n'ai pas vu de publi ou on essaye de fiter le n_CDM plutot que de le fixer, mais il est vrai que je n'ai pas lu grand chose pour le moment ...

[Gilgamesh]

Ce que tu appelle non-linéarité, c'est le fait que l'indice du spectre initial des fluctuations ne soit pas strictement invariant d'échelle (n=1) mais présente une coupure au petite longueur d'onde (n = 0,96) ?

Si c'est ça, je peux tout à fait me tromper, mais j'avoue que serais assez surpris qu'une mesure aussi fine soit "lisible" dans les mesures de la distribution à grande échelle des galaxies...

[henryco]

non j'appelle non linéarité tous les effets qui se manifestent surtout au petites echelles et à bas redshift mais qui peuvent deformer le spectre, de telle sorte que ce spectre ne permet plus d'etre sensible à l'indice spectral initial ... tellement déformé qu'on ne pourrait peut etre meme pas distinguer un ns initial de 0.96 d'un ns de 0.5 par exemple ... : est ce que quelqu'un a essayé de fiter le ns de la CDM ou même juste de ploter la prediction LCDM pour plusieurs valeurs de ns plutot que plusieurs valeurs de Omegam ?

[Gilgamesh]

non j'appelle non linéarité tous les effets qui se manifestent surtout au petites echelles et à bas redshift mais qui peuvent deformer le spectre, de telle sorte que ce spectre ne permet plus d'etre sensible à l'indice spectral initial ... tellement déformé qu'on ne pourrait peut etre meme pas distinguer un ns initial de 0.96 d'un ns de 0.5 par exemple ... : est ce que quelqu'un a essayé de fiter le ns de la CDM ou même juste de ploter la prediction LCDM pour plusieurs valeurs de ns plutot que plusieurs valeurs de Omegam ?

Houuu... woké , c'est pointu.

Mais là c'est plus un travail de comparaison des simulations de formation des grandes structures avec l'existant ? Du genre qui permet de conclure que la différences entre matière noire chaude et froide se voit peu à bas redshift (vu qu'on a mis exactement la quantité de matière noire chaude permettant de simuler l'état actuel) mais par contre se traduit par un univers beaucoup moins structuré haut redshift. Ce genre de travaux ?

[henryco]

Je sais pas ... merci pour la suggestion quand même

[yves95210]

Intuitivement je dirais que la bosse qu'on constate autour de 150 Mpc dans la corrélation entre les distances de séparation des galaxies est stable dans le temps grâce au fait qu'à cette distance (comobile) l'effet de l'expansion est prédominant.
Alors qu'à quelques dizaines de Mpc, ce sont les interactions gravitationnelles entre les objets "proches" qui deviennent prédominante, ce qui permet la formation de grandes structures. L'effet de celle-ci sur la distribution des galaxies doit finir par "gommer" celui des variations de densité du CMB à cette échelle.

Une tentative pour le justifier numériquement :
à 150 Mpc, avec H₀ = 70 km/s/Mpc, la vitesse d'éloignement due à l'expansion est d'environ 10000 km/s.
Si on considère des zones distantes de 150 Mpc, donc de rayon de l'ordre de 75 Mpc au maximum (et en admettant grossièrement qu'elles possèdent une symétrie sphérique), pour une densité moyenne de 9x10^-27kg/m³ la masse d'une telle zone est d'environ 4x10⁴⁷kg ; à d = 150 Mpc, ça donne une vitesse de libération de l'ordre de 3500 km/s, nettement inférieure à H₀.d
Mais à d = 75 Mpc, la vitesse de libération est de l'ordre de 5000 km/s, comparable à H₀.d ; en-dessous de cette distance, les structures commencent à être liées par la gravitation et leurs mouvements propres perturbent la distribution issue du CMB.