Caractérisation des filaments cosmiques et de leur environnement dans des simulations hydrodynamiques cosmologiques

Characterising cosmic filaments and their surroundings in large-scale hydro-dynamical simulations

• Auteur / Autrice : Daniela Galárraga-Espinosa
• Direction : Nabila Aghanim, Mathieu Langer
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Astronomie et Astrophysique
• Date : Soutenance le 17/09/2021
• Etablissement(s) : université Paris-Saclay
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Astronomie et astrophysique d'Île-de-France (Meudon, Hauts-de-Seine ; 1992-....)
• Partenaire(s) de recherche : référent : Faculté des sciences d'Orsay
• Partenaire(s) de recherche : graduate school : Université Paris-Saclay. Graduate School Physique (2020-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Institut d'astrophysique spatiale (Orsay, Essonne ; 1990-....)
• Jury : Président / Présidente : David Elbaz
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Franco Vazza, Adrianne Slyz, Françoise Combes, Marius Cautun, Pekka Heinämäki
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Franco Vazza, Adrianne Slyz

Mots clés

Mots clés contrôlés

Cosmologie

Simulation par ordinateur

Astrophysique

Matière noire (astronomie)

Structure à grande échelle (astronomie)

Mots clés libres

Filaments

Baryons

Toile cosmique

Cosmologie

Filaments

Baryons

Cosmic web

Cosmology

Résumé

La matière dans l'Univers s'assemble sous l'action de la gravité pour former un gigantesque réseau composé de noeuds, de filaments, de murs et de vides, appelé la toile cosmique. Cette structure est principalement définie par la dynamique de la matière noire, qui forme le squelette sur lequel la matière baryonique (ou ordinaire) est accrétée. Alors que les structures cosmiques les plus denses, tracées par les amas de galaxies les plus massifs, ont été minutieusement étudiées, en raison de leurs densités plus faibles et de leurs morphologies complexes, les filaments cosmiques et les propriétés de la matière qui les entoure sont encore mal connus. Or, étant donné que ces structures sont censées contenir près de la moitié de la matière de l'Univers, l'étude de la matière aux plus grandes échelles est inévitablement liée à celle des filaments.Cette thèse propose la première étude complète des filaments cosmiques au décalage spectral z=0.Les filaments analysés sont détectés dans la distribution des galaxies de simulations hydrodynamiques cosmologiques. Ces structures cosmiques sont tout d'abord caractérisées par leurs profils radiaux de densité de galaxies, révélant que la distribution des galaxies autour des filaments varie avec la longueur de ceux-ci. Deux populations différentes sont ainsi identifiées: les filaments courts (L_f < 9 Mpc) et les longs (L_f > 20 Mpc). Je montre que ces deux populations tracent des environnements différents de la toile cosmique. Les filaments courts sont plus denses, plus épais, et plus chauds que les longs. Ils correspondent aux ponts de matière entre des structures sur-denses, alors que les filaments longs sont à la base du squelette cosmique, souvent enchâssés dans des régions sous-denses.Les propriétés du gaz autour des filaments cosmiques sont ensuite caractérisées en distinguant différentes phases en fonction de la température et de la densité de gaz. Je montre que les filaments cosmiques sont essentiellement constitués de gaz associé au milieu intergalactique chaud (WHIM), et que leurs parties centrales hébergent également d'importantes contributions de phases gazeuses plus chaudes et plus denses, dont les fractions dépendent du type de filament. En construisant des profils radiaux de température et de pression, je trouve que les filaments cosmiques possèdent des coeurs isothermes et des valeurs de pression environ mille fois inférieures à celles des amas. De plus, la population de filaments courts est caractérisée par des valeurs de densité, de température, et de pression du gaz qui sont trois fois supérieures à celles des filaments longs. Étant donné que certaines propriétés des galaxies sont intimement liées aux propriétés de leur environnement à grande échelle, j'étudie également l'influence des différents environnements tracés par les populations de filaments sur la masse et l'activité de formation d'étoiles des galaxies, en trouvant différentes tendances pour les filaments courts et longs.Contrairement aux propriétés physiques du gaz et des galaxies, la distribution relative de la matière noire, du gaz et des étoiles autour des filaments s'avère universelle, indépendante de la population de filaments. En obtenant des profils de fraction de baryons, je montre que la distribution de la matière baryonique s'écarte de celle de la matière noire à des distances inférieures à ~7 Mpc aux axes des filaments, indiquant un rayon caractéristique du profil des baryons dans ces structures. Enfin, les coeurs des filaments sont fortement appauvris en baryons, tandis que leurs périphéries présentent un excès par rapport à la fraction cosmique, correspondant au gaz dans le WHIM.

Matter in the Universe is assembled under the action of gravity to form a gigantic network of nodes, filaments, walls, and voids, called the cosmic web. This structure is mainly set by the dynamics of dark matter (DM), which forms the skeleton onto which baryonic (or ordinary) matter is accreted. While the denser cosmic structures, traced by the most massive clusters of galaxies, have been thoroughly studied, because of their lower densities and complex morphologies, cosmic filaments and the properties of matter around them are still poorly known. However, these structures are believed to contain almost half of the matter in the Universe. The study of matter at the largest scales is therefore inevitably linked to that of filaments.This thesis offers the first comprehensive study of cosmic filaments at redshift z=0.The analysed filaments are detected in the distribution of galaxies of large-scale hydro-dynamical simulations. These cosmic structures are firstly characterised by their radial profiles of galaxy density, revealing that the distribution of galaxies around filaments varies with filament length. Two different filament populations are thus identified, the short (L_f < 9 Mpc) and the long (L_f > 20 Mpc). I show that these two populations are tracers of different environments of the cosmic web. Short filaments are denser, puffier, and hotter than long filaments. The former correspond to the bridges of matter between over-dense structures, whereas the latter are at the basis of the cosmic skeleton, often embedded in under-dense regions.The properties of gas around cosmic filaments are then characterised by distinguishing different phases according to temperature and density. I show that cosmic filaments are essentially made of gas in the warm-hot intergalactic medium (WHIM) phase, and that their cores also host large contributions of hotter and denser gas phases whose fractions depend on the filament population. By building radial temperature and pressure profiles, I find that cosmic filaments possess isothermal cores and pressure values that are ~1000 times lower than those of clusters. Moreover, the population of short filaments is characterised by values of gas density, temperature, and pressure that are a factor of three larger than these of long filaments.Since many properties of galaxies are intimately linked to the properties of their large scale environment, I also investigate the influence of the different environments traced by the filament populations on the mass and star-formation activity of galaxies, finding different trends in short and long filaments.Contrary to the properties of gas and galaxies, the relative distribution of DM, gas, and stars around filaments is found to be universal, independent from the filament population. By deriving baryon fraction profiles, I show that baryonic matter deviates from the DM density field at distances closer than ~7 Mpc to the filament spines, indicating a characteristic radius of baryons in filaments. Finally, cores of filaments are strongly baryon depleted, and their outskirts present an excess of baryons with respect to the cosmic fraction, made essentially of WHIM gas.