Standardisation des supernovae de type Ia et mesure de l’Energie noire dans le cadre de SNLS Jeremy Le Du Thesis Director : A. Ealet

Objectif de la thèse Etude de caractéristiques spectrales des supernovae de type Ia (SNIa) dans le but de mieux comprendre et d’améliorer leur standardisation et donc la mesure des paramètres cosmologiques avec cette sonde

Plan SNLS: mesure des SNIa lointaines pour contraindre la cosmologie Traitement des spectres VLT Analyse des spectres VLT: Standardisation

Les SNeIa comme sonde cosmologique L ~ cte pour SNIa, mais quand même une dispersion observée de 40% en mag Corrélation observée entre la luminosité au max et le taux de décroissance de la courbe de lumière, et entre la luminosité au max et la couleur: dispersion ramenée à ~ 15%  Bonnes chandelles standards  Mesure des paramètres cosmo Pouvons-nous trouver de nouvelles corrélations avec MB pour améliorer la standardisation des SNIa?  Recherche de caractéristiques spectrales liées à MB

SuperNovae Legacy Survey Collaboration franco-canadienne qui observe les SN entre z = 0.2 et 1 sur une zone de 4 deg2 du ciel Objectif: observer 500 supernovae en 5 ans avec photométrie (MB + type) au CFHT et spectroscopie (z + type) au VLT, GEMINI, KECK. Expérience actuelle la plus productive pour l’étude des SNIa lointaines  Equation d’état de l’Energie Noire mesurée à 10%

Implications cosmologiques de SNLS Densité de matière avec SNLS seul: Densité de matière avec SNLS+BAO: Insuffisant pour nature EN  SNAP

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Very Large Telescope Ensemble de 4 télescopes de 8m situés au Paranal (Chili)  très bonnes conditions observationnelles Détecteurs utilisés: FORS1 (gamme 4500-8500 A) et FORS2 (gamme 5800-11000 A) en mode d’observation LSS (longue fente) ou MOS (muti- objets) Spectrogramme brut en mode LSS Spectrogramme brut en mode MOS

Réduction des données spectrales Traitement des spectres VLT/SNLS (avec S. Basa): 120h/an au VLT → 50/70 SNIa par an Elimination des rayons cosmiques Traitement des images CCD: niveau de base du détecteur, plage de lumière uniforme, étalonnage en longueur d’onde et en flux Fonction de réponse instrumentale Correction due à l’atmosphère Extraction du spectre

Extraction du spectre de la SN Une fois réduit, on obtient le spectre mesuré Fmes de la supernova contaminée par sa galaxie hôte : Pour extraire la SN, il faut donc connaître la contamination q, le spectre de la galaxie hôte GAL, et le redshift z FMES SN

Détermination du redshift La détermination du redshift z se fait à partir de la mesure du décalage vers le rouge des raies galactiques lorsque celles-ci sont présentes Spectre observé Spectre deredshifté

Extraction du spectre de la Galaxie hôte Le mode MOS permet aussi de récupérer certaines galaxies hôtes d’anciens candidats Dans environ 30% des cas, on peut directement extraire le spectre de la galaxie hôte

Extraction de la supernova La détermination des autres paramètres se fait en réalisant un ajustement à partir d’un échantillon de spectres de SN et de galaxies (si aucune extraction de celle-ci possible):

Bilan sur les observations VLT Candidats observés entre juin 2003 et décembre 2006: 242 candidats: - 154 SN Ia/Ia?: 64% des candidats observés - 7 SN Ib/c: 3% des candidats observés - 19 SN I: 8% des candidats observés - 25 SN II: 10% des candidats observés - 11 AGN/QSO: 5% des candidats observés - 26 non identifiés: 11% des candidats observés

Bilan sur les observations VLT Distribution en z Distribution en âge

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Standardisation des SNe avec les CL dans SNLS Corrélation MB vs stretch Corrélation MB vs couleur MB  0,15 Amélioration de la standardisation possible

Raies étudiées avec notre échantillon Focalisation sur la raie du CaII Z = 0.8 Z = 0.9 Z = 1.0 Z = 0.7 Z = 0.6 Z = 0.2 Z = 0.1 Z = 0.3 Z = 0.4 Z = 0.5 Z = 0.0

Echantillon utilisé Echantillon initial: 171 candidats (données 2003-2005) 111 type Ia/Ia? (101 avec information photométrique) 5 type Ib/c 17 type II 16 type I 22 non identifié Raie CaII pas bien identifiée 96 spectres restants

On ne considérera que les candidats vérifiant SNR>2 Distribution en SNR 100Å Spectre d’erreur de la SN dominé par le bruit du ciel et la soustraction de la galaxie hôte SNR calculé en prenant l’écart à la moyenne d’un modèle ajusté sur une zone de 100Å et centrée sur le pic à 3600Å On ne considérera que les candidats vérifiant SNR>2

On ne considérera que les candidats vérifiant -5 < phase < 7 Distribution en phase spectres mesurés proches du maximum de luminosité à cause de l’évolution avec la phase de la SN On ne considérera que les candidats vérifiant -5 < phase < 7

Standardisation des SNe avec les spectres Indicateurs RCaII and RSiII (Nugent 1995): RCaII: rapport entre le flux du pic à 3925Å sur celui à 3650Å RSiII: rapport entre les profondeurs des raies à 5800Å et 6150Å On observe donc une assez bonne corrélation de ces rapports avec MB

Comparaison avec le rapport de Nuggent Corrélation pas évidente

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur Nouveau rapport: Equivalent depth: rapport entre la largeur équivalente et la largeur de la raie Equivalent depth  Profondeur moyenne de la raie

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur Nouveau rapport: Equivalent depth: rapport entre la largeur équivalente et la largeur de la raie Il semble y avoir une corrélation entre la profondeur équivalente de la raie du CaII et MB 2 classes sont visibles

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur : classe « normale » Rca est décorrélé du stretch et de la couleur Classe « normale »: Correction de MB avec RCa équivalente à celle avec s et c RCa indépendant de s et c L’ajout de SN proches (littérature) semble confirmer la relation Corrélation entre RCa et MB

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur : classe « sous lumineuse » Rca est décorrélé du stretch et de la couleur Classe « sous lumineuse »: Correction de MB avec RCa meilleure que celle avec s et c RCa indépendant de s et c L’ajout de SN proches semble confirmer la relation Corrélation entre RCa et MB

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur : réunion des 2 classes Les candidats bien standardisés avec la correction stretch/couleur semblent encore corrélées à la profondeur équivalente de CaII  Possibilité d’améliorer la standardisation Légère amélioration de la dispertion sur MB Rca indépendant de s et c  Amélioration de la standardisation en combinant les deux ?

Conclusions (1) Traitement de l’ensemble des spectres observés au VLT de 2003 à 2007 (publication en cours) Etude de la standardisation des SNIa Nouveau rapport trouvé: profondeur équivalente sur la raie du CaII. Il est corrélé à la magnitude mesurée MB , tout en étant indépendant du stretch et de la couleur (publication en préparation) 2 classes observées: classe « normale »: correction sur MB équivalente à celle de s et c classe « sous lumineuse » : correction sur MB meilleure que celle de s et c Mesures en accord avec les SN proches

Conclusions (2) Comprendre avec les modèles de SNIa l’origine de cette corrélation Etude de l’évolution des SNIa avec la phase et le redshift à poursuivre Etude des autres raies des SNIa (SiII) Augmenter la statistique en complétant avec la seconde partie des observations VLT Etude de l’applicabilité de ce rapport pour les expériences futures (étude sur SNAP en cours)