Détection de la toile cosmique

Les simulations cosmologiques indiquent que la majeure partie de la matière de l’Univers se répartit le long de filaments qui relient les galaxies. Éclairées par le fond UV cosmique (UVB), ces structures devraient produire une émission Ly α fluorescente dont la brillance de surface (SB) se situe bien en dessous des limites actuelles de détection individuelle. Nous réalisons une analyse par empilement des données MUSE/VLT les plus profondes, à l’aide de régions tridimensionnelles (sous-cubes) orientées selon la position des galaxies Lyα voisines, entre les redshifts 3 et 4.

Notre méthode augmente la probabilité de détecter une émission Lyα filamentaire, à condition que ces structures soient des systèmes à limite de Lyman (LLS). En empilant 390 sous-cubes orientés, nous atteignons une sensibilité à 2σ de SB ≈ 0.44 × 1e−20 erg/s/cm^2/arcsec^2 dans une ouverture de 1 arcsec^2 × 6.25 Å, trois fois en dessous du signal Lyα fluorescent attendu pour l’UVB de Haardt & Madau (HM) à z~3.5. Aucune émission n’est détectée aux échelles intergalactiques, ce qui implique qu’au moins deux tiers de nos sous-cubes ne contiennent pas de LLS orientés. En revanche, une émission significative apparaît dans le milieu circumgalactique (CGM) en direction des galaxies voisines. Le signal est plus intense pour les galaxies qui ont davantage de voisines et semble indépendant de toute autre propriété des galaxies : les densités de gaz dans le CGM seraient donc généralement plus élevées en direction des galaxies voisines aux échelles cosmologiques.

En construisant des cubes simulés à partir des simulations EAGLE, avec les mêmes critères de sélection et la même extraction de sous-cubes que pour les données MUSE, nous observons une forte corrélation entre la détection des filaments et le redshift ainsi que la distance aux galaxies voisines, et une faible corrélation avec la magnitude des galaxies et la masse du halo. En combinant nos résultats d’empilement MUSE avec les contraintes issues d’EAGLE, nous estimons une fraction de couverture moyenne des LLS entre galaxies d’environ 10 %, ce qui implique un taux de photoionisation de l’hydrogène inférieur à 2e-12 1/s à z~3.5. D’après ces résultats, l’empilement optimal de la toile cosmique s’obtient pour des galaxies voisines distantes de moins de 2 cMpc, et une détection devrait être possible avec les prochains cubes de données profonds et catalogues de galaxies.