Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique
Cours 4 : Échelle de Cours 4 : Échelle de distancesdistances
Indicateurs de distanceIndicateurs de distance
Relations TF & FJRelations TF & FJ
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Pourquoi mesurer les Pourquoi mesurer les distancesdistances
• La dimension physique des objets ne peut être déterminée précisément sans les distances
• Constante de Hubble: expansion de l’Univers âge de l’Univers
• Dynamique des galaxies en groupes: V = H0D mais en réalité V = H0D + Vpec
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Pourquoi mesurer les Pourquoi mesurer les distancesdistances
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Galaxies pas distribuées au hasard (raison pour laquelle on ne peut pas utiliser les redshifts pour mesurer les distances)
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Le Groupe LocalLe Groupe Local
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Le Superamas LocalLe Superamas Local
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Super Amas plus Super Amas plus distantsdistants
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Redshifts SurveysRedshifts Surveys
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Champ de vitesses Champ de vitesses locallocal
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Construction de Construction de l’échelle de distancel’échelle de distance
0
parallaxesmouvements propres
vitesses radiales
25-50 pc
CéphéidesRR Lyrae
Novaeles plus brillantes
3 Mpc (télescope terrestre)15 Mpc (HST)
supernovaeamas globulaires
nébuleuses planétairesrégions HII
15-20 MpcTully-Fisher
Faber-Jackson (Dn-s)Surface Brightness Fluctuation
100 Mpc
Loi de Hubble
5000 Mpc
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Construction de l’échelle Construction de l’échelle de distancede distance
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Échelle de distanceÉchelle de distance11ereere étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses
radialesradiales
Méthodes utilisées dans l’environnement solaire Méthodes utilisées dans l’environnement solaire (d (d << 25-50 pc) 25-50 pc)
Connaissant la distance d’une * dans un amas Connaissant la distance d’une * dans un amas procheproche
On connaît la On connaît la magnitude absoluemagnitude absolue de toutes les * de de toutes les * de l’amasl’amas
Si on mesure la Si on mesure la magnitude apparentemagnitude apparente d’une * de d’une * de même type dans un amas plus lointainmême type dans un amas plus lointain
Module de distance = m – M distanceModule de distance = m – M distance
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Échelle de distanceÉchelle de distance
Indicateurs primaires
Céphéides
RR Lyrae
Indicateurs secondaires
Tully-Fisher
Faber-JacksonDn-
Distr. Amas Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Pop
IPop
II
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Céphéides(indicateur de distance le plus précis)
• Étoiles normales de Étoiles normales de grande masse – grande masse – brève période brève période d’instabilité – d’instabilité – évolution stellaireévolution stellaire
• Étoiles post –MSÉtoiles post –MS• Dans la bande Dans la bande
d’instabilité: T & r d’instabilité: T & r varient de façon varient de façon régulièrerégulière
• Céphéides brillantes Céphéides brillantes (plus denses) (plus denses) pulsent plus vitepulsent plus vite
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CéphéidesCéphéides
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CéphéidesCéphéides
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CéphéidesCéphéides
HST: M 100
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CéphéidesCéphéides
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Céphéides (erreurs)Céphéides (erreurs)
• Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur ~15%)~15%)
• Confusion dans les régions densesConfusion dans les régions denses• Indicateur Pop IIndicateur Pop I• Besoin d’une courbe de lumière pour Besoin d’une courbe de lumière pour <<>>• Moyenne de plusieurs par galaxieMoyenne de plusieurs par galaxie• Bleu: Bleu: maximal mais extinction maximal maximal mais extinction maximal• Relation période-luminosité a une Relation période-luminosité a une
dépendance sur la métallicitédépendance sur la métallicité
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Céphéides (erreurs)Céphéides (erreurs)
Madore & Freedman 1991
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CéphéidesCéphéides• Exemple: Céphéides Exemple: Céphéides
dans une galaxie à 10 dans une galaxie à 10 MpcMpc
m-M = 5log(d) -5m-M = 5log(d) -5m-M = 30m-M = 30
• P = 40 jours M=-5.9P = 40 jours M=-5.9• magnitude apparentemagnitude apparente
(m-M)+M = 24.1(m-M)+M = 24.1• Keck: m= 26Keck: m= 26(m-M) = (26—5.9) = 31.9(m-M) = (26—5.9) = 31.9
31.9=5log(d)-5 d= 24 31.9=5log(d)-5 d= 24 MpcMpc
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Échelle de distanceÉchelle de distance
Indicateurs primaires
Céphéides
RR Lyrae
Indicateurs secondaires
Tully-Fisher
Faber-JacksonDn-
Distr. Amas Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Pop
IPop
II
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Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher• Relation entre la luminosité Relation entre la luminosité
totale et la vitesse totale et la vitesse maximum de rotationmaximum de rotation
• Galaxies massives tournent Galaxies massives tournent plus rapidementplus rapidement
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Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
• Disque exponentiel (Freeman 1970)Disque exponentiel (Freeman 1970)L L ~ I~ I0 0 rrdd
2 2 (L = 2(L = 2II00//22) (1)) (1)• Courbes de rotation platesCourbes de rotation plates
M ~ rM ~ rdd V V22max max (2) (2)
• (1) + (2)(1) + (2)L ~ IL ~ I00 M M22/V/V44
maxmax
• (M/L & I(M/L & I00 ~ cste) ~ cste)L ~ VL ~ V44
max max
L ~ VL ~ Vnnmaxmax
Relation Tully-Fisher
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Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
• définition de magnitude: M = -2.5 définition de magnitude: M = -2.5 log Ilog I
M M ~ -2.5 log V~ -2.5 log V44maxmax
M ~ -10 log VM ~ -10 log Vmaxmax
M = a (logW -2.5) + bM = a (logW -2.5) + bpente point zéro
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Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
M = a (logW -2.5) + bM = a (logW -2.5) + b
M (corrected) = M(obs) – kM (corrected) = M(obs) – kzz –A –Agalgal – A – Aintint
W(corrected) = [W(obs) – W(W(corrected) = [W(obs) – W(gazgaz))]/sin(i)]/sin(i)
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Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
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Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
• RTF très bon pour les RTF très bon pour les distances relativesdistances relatives
• RTF a besoin d’une RTF a besoin d’une calibration absoluecalibration absolue
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Calibration de laCalibration de la Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
• Sakai et al. 2000Sakai et al. 2000 Photométrie de Photométrie de
surface de galaxies surface de galaxies avec des distances avec des distances CéphéidesCéphéides
Profiles 21 cm Profiles 21 cm (largeur (largeur ~~ V Vmaxmax))
Calibrer TF BVRIHCalibrer TF BVRIH Appliquer la calib à Appliquer la calib à
des amas distantsdes amas distants
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Calibration de laCalibration de la Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
Sakai et al. 2000
Dispersion moins
grande en H qu’en B
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Calibration de laCalibration de la Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher
SB plus grande dispersion (erreur sur i ?)
Sakai et al. 2000 (amas)
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Relation Tully-Fisher pour Relation Tully-Fisher pour les galaxies nainesles galaxies naines
Carignan & Freeman 1988 Carignan & Beaulieu 1989
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Relation Tully-Fisher pour Relation Tully-Fisher pour les galaxies nainesles galaxies naines
TF relation entre TF relation entre
MMbaryoniquebaryonique et V et Vmaxmax
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Échelle de distanceÉchelle de distance
Indicateurs primaires
Céphéides
RR Lyrae
Indicateurs secondaires
Tully-Fisher
Faber-JacksonDn-
Distr. Amas Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Pop
IPop
II
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Relation Faber-JacksonRelation Faber-Jackson
L L ~~ 44
• Semblable à la relation Semblable à la relation de Tully-Fisherde Tully-Fisher
• Elliptiques supportées Elliptiques supportées par par au lieu de V au lieu de Vmaxmax
• Pas de gaz, donc pas Pas de gaz, donc pas de problème avec les de problème avec les naines comme les Irrsnaines comme les Irrs
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Échelle de distanceÉchelle de distance
Indicateurs primaires
Céphéides
RR Lyrae
Indicateurs secondaires
Tully-Fisher
Faber-JacksonDn-
Distr. Amas Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Pop
IPop
II
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Distances Amas Globulaires
Comme ces objets Comme ces objets sont beaucoup plus sont beaucoup plus brillants que les * brillants que les * individuelles, on peut individuelles, on peut les observer dans les les observer dans les galaxies lointainesgalaxies lointaines
L’hypothèse de base L’hypothèse de base est que les propriétés est que les propriétés de ces objets ne de ces objets ne varient pas d’une varient pas d’une galaxie à l’autregalaxie à l’autre
m – M = 24.4
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Distances PNsDistances PNs
• Fonction de luminosité Fonction de luminosité pour les PNs dans M31pour les PNs dans M31
• Noter comment elle Noter comment elle tombe rapidement vers tombe rapidement vers 00
• Méthode: comparer le Méthode: comparer le cut-off de la fonction de cut-off de la fonction de luminosité avec une luminosité avec une galaxie de distance galaxie de distance connueconnue
• On obtient ainsi (m-M)On obtient ainsi (m-M)
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Distances PNsDistances PNs
• Comparaison pour Comparaison pour des galaxies des galaxies proches avec des proches avec des distances obtenues distances obtenues avec des Céphéidesavec des Céphéides
• Précision ~ 10%Précision ~ 10%
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Distances SBFDistances SBF
• Tonry & Schneider 1988• Fluctuation RMS ~ d-1
Dist X 2
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Distances SBFDistances SBF
Galaxie la plus
distante est la plus
smoothRMS ~ d-1
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Échelle de distanceÉchelle de distance
Indicateurs primaires
Céphéides
RR Lyrae
Indicateurs secondaires
Tully-Fisher
Faber-JacksonDn-
Distr. Amas Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Pop
IPop
II
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Supernovae Type IISupernovae Type II
Fin de la vie stellaire (fin du brûlage nucléaire)Fin de la vie stellaire (fin du brûlage nucléaire)lentement NPlentement NP
couches externes sont éjectéescouches externes sont éjectéesrapidement SNrapidement SN
lentement (m lentement (m < 7 M< 7 Msolsol) rapidement (m >) rapidement (m > 7 M 7 Msolsol))
nébuleuse planétaire supernovaenébuleuse planétaire supernovae + ++ + naines blanches naines blanches
(m (m < 1.4 M< 1.4 Msolsol) ) * neutrons trous noirs * neutrons trous noirs (m (m = 2-3 M= 2-3 Msolsol) ) (m (m > 3 M> 3 Msolsol))
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SNe Type 1aSNe Type 1a
• TrTrèès brillante (distances cosmologiques z s brillante (distances cosmologiques z ~ 1)~ 1)• C, O flash sur la naine blanche (accrétion)C, O flash sur la naine blanche (accrétion)• Fréquence: 1 / galaxie / 500 ansFréquence: 1 / galaxie / 500 ans• Doit reconnaître la courbe de lumière (mesure du Doit reconnaître la courbe de lumière (mesure du
pic)pic)• Calibrer le taux de décroissanceCalibrer le taux de décroissance• Estimer l’extinctionEstimer l’extinction• Peu de calibrateurs locaux pour le point zéroPeu de calibrateurs locaux pour le point zéro
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SNe Type IaSNe Type Ia
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SNe Type IaSNe Type Ia
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SNe Type IaSNe Type Ia
~ -19.5
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SNe Type 1aSNe Type 1a• Calibrateurs:Calibrateurs:
-19.51 +/- 0.18-19.51 +/- 0.18• Incertitude sur la distance Incertitude sur la distance
~~10% (0.18)10% (0.18)• Si on mesure aussi la Si on mesure aussi la
décroissance de la courbe décroissance de la courbe de lumièrede lumière
• Incertitude Incertitude ~~ 0.1 mag 0.1 mag(m-M) = (26 + 19.5) = 45.5(m-M) = (26 + 19.5) = 45.5corresponds a D = 10,000 Mpccorresponds a D = 10,000 Mpc(m-M) = (30 + 19.5) = 49.5(m-M) = (30 + 19.5) = 49.5corresponds a D = 80,000 Mpccorresponds a D = 80,000 Mpc
Calibrateurs proches
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SNe Type 1aSNe Type 1a
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SNe Type 1aSNe Type 1a
M ~ 0.3
~
0.7
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Distance de VirgoDistance de Virgo
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Echelle de distance
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