Astronomie Extragalactique Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 6 : Échelle de distances

Pourquoi mesurer les distances Département de physique Pourquoi mesurer les distances 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

Département de physique Galaxies pas distribuées au hasard (raison pour laquelle on ne peut pas utiliser les redshifts pour mesurer les distances)

Département de physique Le Groupe Local

Département de physique Le Superamas Local

Super Amas plus distants Département de physique Super Amas plus distants

Département de physique Redshifts Surveys

Champ de vitesses local Département de physique Champ de vitesses local

Construction de l’échelle de distance Département de physique Construction de l’échelle de distance parallaxes mouvements propres vitesses radiales 25-50 pc Céphéides RR Lyrae Novae les plus brillantes 3 Mpc (télescope terrestre) 15 Mpc (HST) supernovae amas globulaires nébuleuses planétaires régions HII 15-20 Mpc Tully-Fisher Faber-Jackson (Dn-s) Surface Brightness Fluctuation 100 Mpc Loi de Hubble 5000 Mpc

Département de physique Échelle de distance 1ere étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses radiales Méthodes utilisées dans l’environnement solaire (d < 25-50 pc) Connaissant la distance d’une * dans un amas proche On connaît la magnitude absolue de toutes les * de l’amas Si on mesure la magnitude apparente d’une * de même type dans un amas plus lointain Module de distance m = m – M distance

Échelle de distance Céphéides H0 RR Lyrae Indicateurs secondaires Département de physique Échelle de distance Indicateurs secondaires Indicateurs primaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn-s Pop I Céphéides Distr. Amas Globulaires & PN H0 Pop II RR Lyrae SBF SNe Type 1a

Céphéides (indicateur de distance le plus précis) Département de physique Céphéides (indicateur de distance le plus précis) Étoiles normales de grande masse – brève période d’instabilité – évolution stellaire Étoiles post –MS Dans la bande d’instabilité: T & r varient de façon régulière Céphéides brillantes (plus denses) pulsent plus vite

Département de physique Céphéides

Département de physique Céphéides

Département de physique Céphéides HST: M 100

Département de physique Céphéides

Céphéides (erreurs) Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur ~15%) Département de physique Céphéides (erreurs) Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur ~15%) Confusion dans les régions denses Indicateur Pop I Besoin d’une courbe de lumière pour <m> Moyenne de plusieurs par galaxie Bleu: Dm maximal mais extinction maximal Relation période-luminosité a une dépendance sur la métallicité

Département de physique Céphéides (erreurs)

Céphéides Exemple: Céphéides dans une galaxie à 10 Mpc Département de physique Céphéides Exemple: Céphéides dans une galaxie à 10 Mpc m-M = 5log(d) -5 m-M = 30 P = 40 jours M=-5.9 magnitude apparente (m-M)+M = 24.4 Keck: m= 26 (m-M) = 26—5.9) = 31.9 31.9=5log(d)-5 d= 24 Mpc

Échelle de distance Céphéides H0 RR Lyrae Indicateurs secondaires Département de physique Échelle de distance Indicateurs secondaires Indicateurs primaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn-s Pop I Céphéides Distr. Amas Globulaires & PN H0 Pop II RR Lyrae SBF SNe Type 1a

Relation Tully-Fisher Département de physique Relation Tully-Fisher Relation entre la luminosité totale et la vitesse maximum de rotation Galaxies massives tournent plus rapidement

Relation Tully-Fisher Département de physique Relation Tully-Fisher Disque exponentiel (Freeman 1970) L ~ I0 rd2 (L = 2pI0/a2) (1) Courbes de rotation plates M ~ rd V2max (2) (1) + (2) L ~ I0 M2/V4max (M/L & I0 ~ cste) L ~ V4max L ~ Vnmax Relation Tully-Fisher

Relation Tully-Fisher Département de physique Relation Tully-Fisher définition de magnitude: M = -2.5 log L M ~ -2.5 log V4max M ~ -10 log Vmax M = a (logW -2.5) + b pente point zéro

Relation Tully-Fisher Département de physique Relation Tully-Fisher M = a (logW -2.5) + b M (corrected) = M(obs) – kz –Agal – Aint W(corrected) = [W(obs) – W(sgaz)]/sin(i)

Relation Tully-Fisher Département de physique Relation Tully-Fisher

Relation Tully-Fisher Département de physique Relation Tully-Fisher RTF très bon pour les distances relatives RTF a besoin d’une calibration absolue

Calibration de la Relation Tully-Fisher Département de physique Calibration de la Relation Tully-Fisher Sakai et al. 2000 Photométrie de surface de galaxies avec des distances Céphéides Profiles 21 cm (largeur ~ Vmax) Calibrer TF BVRIH Appliquer la calib à des amas distants

Calibration de la Relation Tully-Fisher Département de physique Calibration de la Relation Tully-Fisher Dispersion moins grande en H qu’en B Sakai et al. 2000

Calibration de la Relation Tully-Fisher Département de physique Calibration de la Relation Tully-Fisher Sakai et al. 2000 (amas) SB plus grande dispersion (erreur sur i ?)

Relation Tully-Fisher pour les galaxies naines Département de physique Relation Tully-Fisher pour les galaxies naines Carignan & Freeman 1988 Carignan & Beaulieu 1989

Relation Tully-Fisher pour les galaxies naines Département de physique Relation Tully-Fisher pour les galaxies naines TF relation entre Mbaryonique et Vmax

Échelle de distance Céphéides H0 RR Lyrae Indicateurs secondaires Département de physique Échelle de distance Indicateurs secondaires Indicateurs primaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn-s Pop I Céphéides Distr. Amas Globulaires & PN H0 Pop II RR Lyrae SBF SNe Type 1a

Relation Faber-Jackson (Dn-s) Département de physique Relation Faber-Jackson (Dn-s) Semblable à la relation de Tully-Fisher Elliptiques supportées par s au lieu de Vmax Pas de gaz, donc pas de problème avec les naines comme les Irrs

Distances Amas Globulaires Département de physique Distances Amas Globulaires Comme ces objets sont beaucoup plus brillants que les * individuelles, on peut les observer dans les galaxies lointaines L’hypothèse de base est que les propriétés de ces objets ne varient pas d’une galaxie à l’autre

Distances PNs Fonction de luminosité pour les PNs dans M31 Département de physique Distances PNs Fonction de luminosité pour les PNs dans M31 Noter comment elle tombe rapidement vers 0 Méthode: comparer le cut-off de la fonction de luminosité avec une galaxie de distance connue On obtient ainsi (m-M)

Département de physique Distances PNs Comparaison pour des galaxies proches avec des distances obtenues avec des Céphéides Précision ~ 10%

Distances SBF Dist X 2 Tonry & Schneider 1988 Fluctuation RMS ~ d-1 Département de physique Distances SBF Dist X 2 Tonry & Schneider 1988 Fluctuation RMS ~ d-1

Distances SBF Galaxie plus distante est plus smooth Département de physique Distances SBF Galaxie plus distante est plus smooth

Échelle de distance Céphéides H0 RR Lyrae Indicateurs secondaires Département de physique Échelle de distance Indicateurs secondaires Indicateurs primaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn-s Pop I Céphéides Distr. Amas Globulaires & PN H0 Pop II RR Lyrae SBF SNe Type 1a

SNe Type 1a Très brillante (distances cosmologiques z ~ 1) Département de physique SNe Type 1a Très brillante (distances cosmologiques z ~ 1) Fréquence: 1 / galaxie / 500 ans Doit reconnaître la courbe de lumière (mesure du pic) Calibrer le taux de décroissance Estimer l’extinction Peu de calibrateurs locaux pour le point zéro

Département de physique SNe Type 1a

Département de physique SNe Type 1a Courbe de lumière SN1987a

SNe Type 1a Calibrateurs: -19.51 +/- 0.18 Département de physique SNe Type 1a Calibrateurs: -19.51 +/- 0.18 Incertitude sur la distance ~10% (0.18) Si on mesure aussi la décroissance de la courbe de lumière Incertitude ~ 0.1 mag (m-M) = (26 + 19.5) = 45.5 corresponds a D = 10,000 Mpc (m-M) = (30 + 19.5) = 49.5 corresponds a D = 80,000 Mpc Calibrateurs proches

Département de physique SNe Type 1a

Département de physique SNe Type 1a WL ~ 0.7 WM ~ 0.3

Département de physique

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Département de physique Echelle de distance