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Conclusions

Ce chapitre a proposé une description générale de la formation des structures dans l'univers. En particulier, les scénarios principaux, baryonique, HDM  et CDM  ont été passés en revue. Confrontés aux observations, ils présentent tous des difficultés.

Un univers purement baryonique semble ne pas avoir eu le temps de donner les structures observées aujourd'hui. Dans ce cadre, mis à part les problèmes liés à la grande valeur de , la croissance des fluctuations ne peut commencer qu'après la recombinaison (), et pendant la phase linéaire le contraste de densité des fluctuations ne peut augmenter que d'un facteur ; pour avoir des objets formés à l'époque actuelle il faudrait un contraste de densité à l'epoque de la recombinaison supérieur à , en désaccord avec le degré d'isotropie du rayonnement à K. Il faut alors supposer qu'après la recombinaison il y ait eu lieu une phase de ``réchauffement" ( reheating) de la part d'une première génération d'étoiles massives, qui aurait réionisé le gaz intergalactique et gommé ainsi en partie les fluctuations du rayonnement cosmique.

Dans le modèle HDM , la formation des structures commence assez tard, à un décalage vers le rouge de 2 ou 3, et l'on aurait inversement un développement excessif des structures par rapport aux observations. Dans le modèle CDM , le problème est au contraire l'insuffisance de la puissance aux grandes échelles, et des vitesses propres trop faibles par rapport aux vitesses observées.

Dans le souci de résoudre ces problèmes d'autres scénarios ont été proposés. Une alternative consiste à adopter des fluctuations primordiales non-gaussiennes (Messina et al., 1990; Moscardini et al., 1991), qui sont par exemple produites dans les scénarii faisant intervenir les cordes cosmiques (Turok, 1985) dans les modèles basés sur les explosions (Weinberg, Ostriker, Dekel, 1989).

Il faut dire que ces derniers ne présentent plus la simplicité qui est le propre des modèles plus classiques, qui déjà, modèle baryonique à part, nécessitent des particules massives qui restent à découvrir, même si les candidats sont nombreux (trop nombreux peut-être). Néanmoins, si les structures aux grandes échelles ne peuvent être obtenues à partir d'aucun modèle de CDM  ou de HDM , où de combinaison des deux (les modèles hybrides, où un cocktail bien dosé de matière noire chaude et froide semble en accord avec les observations), il faudra prendre sérieusement en considération ces possibilités alternatives.

Une limite très importante provient de notre ignorance des processus physiques qui conduisent à la formation des galaxies. Cela rend difficile l'identification des galaxies dans les simulations numériques. Le mécanisme de biais est loin d'être clair, même si l'on peut faire des hypothèses plausibles (Dekel & Rees, 1987). Une suppression de la formation des galaxies autour de quasars pourrait par exemple réconcilier le modèle CDM  avec la mesure de la fonction de corrélation angulaire du catalogue APM (Babul & White, 1992).



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alberto cappi
Wed Feb 5 10:43:08 MET 1997