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brahim-h/spherical-collapse-in-cosmology

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spherical-collapse-in-cosmology

Press-Schechter theory and spherical collapse in cosmology (in French)

Voici quelques résultats issus de mon code :

Voici une simulation de l'évolution du rayon d'une sphère de matière formée dans l'Univers primordial (comparaison modèle non-linéaire / modèle linéaire) :

Et le résultat du plot de la fonction de masse de P.S, où les traits verticaux correspondent à la position de la coupure exponentielle.

Ainsi, pour la fonction de masse en Z = 0, on montre que le nombre d'Halo formés par Mpc et par unité de volume comobile pour une masse M = $M_{*}$ qui correspond à la Masse caractéristique définissant la coupure exponentielle (plus d'information dans le code) est $3.5.10^{-4}$ amas / $(Mpc/h)^{3}$.

Cette valeur de la fonction de masse est, en ordre de grandeur, compatible avec des estimations plus précises (issues de simulations numériques ou de prédictions plus précises) qui peuvent, elles, être comparées aux observations pour contraindre la cosmologie. On note que la fonction de masse dépend principalement de $\sigma_{8}$ et de $\Omega_{m}$. En ce sens, la fonction de masse constitue une sonde cosmologique.

Pour aller plus loin, il faudrait notamment prendre en compte le caractère non sphérique de l’effondrement, son caractère stochastique, sa dépendance cosmologique et le lien avec les observations (volume, fonction de sélection, relation masse-observable,...). Cela permettrait d’obtenir en combinant aux futures observations des contraintes cosmologiques plus robustes sur la distribution et le contenu énergétique des composantes de l’univers ainsi que sur les lois qui régissent leur évolution...

Et voici une simulation qui illustre plutôt bien mon plot de la fonction de masse, concernant la formation hierarchique des grandes structures en fonction de la cosmologie.

(tirée de Borgani et al, 2001)

On voit bien que les grandes structures de type amas de galaxies se sont formés que récemment dans l'histoire de l'Univers (redshift proche de 0).

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