à grands décalages vers le rouge Soutenance de thèse 28 septembre 2005 Détermination des paramètres cosmologiques à l’aide des supernovæ de type Ia à grands décalages vers le rouge Delphine GUIDE Directeur de thèse: P. ASTIER 28/09/05

Sommaire Cosmologie et Supernovæ de type Ia Le projet SNLS Courbes de lumière : production et ajustement Résultats de cosmologie 28/09/05

Cosmologie et supernovæ de type Ia cadre cosmologique, comment déterminer les paramètres cosmologiques, utilisation des sne Ia Le projet SNLS Courbes de lumière : production et ajustement Résultats de cosmologie 28/09/05

Cadre cosmologique Principe cosmologique : Univers homogène et isotrope Métrique de Friedmann-Robertson-Walker : avec R(t) le facteur d’échelle et k = -1 (ouvert), 0 (plat), 1 (fermé) Équation de Friedmann : Paramètres cosmologiques : géométrie contenu (constante de Hubble) 28/09/05

chandelles standard (luminosité L reproductible) à différents z Les observables On mesure le décalage spectral vers le rouge (z) et le flux (f) : Distance de luminosité : Observation de chandelles standard (luminosité L reproductible) à différents z Supernovæ de type Ia 28/09/05

Les supernovæ de type Ia ~ 30 j Objets très brillants, luminosité comparable à la galaxie hôte Observables à de grandes distances (grands z) Objets variables Explosion thermonucléaire d’une naine blanche (C+O) accrétant de la matière de son compagnon jusqu’à atteindre où elle explose chandelles quasi standard 28/09/05

Les sne Ia : chandelles quasi standard Objets assez homogènes Mais grande dispersion au maximum -> peut être réduite mag B Corrélations photométriques observées : luminosité au max / taux de déclin luminosité au max / couleur Phase -> relations de « standardisation » Les sne Ia sont parmi les meilleurs indicateurs de distance à ce jour 28/09/05

SNe Ia et cosmologie Le diagramme de Hubble Univers plat : Riess et al. 2004 Décalage vers le rouge z Univers plat : : univers en expansion accélérée 28/09/05

Concordance des résultats Énergie noire de nature à déterminer via son équation d’état w=p/ρ Riess et al. 2004 Constante cosmologique non nulle (CMB+LSS) 28/09/05

(SuperNova Legacy Survey) Le projet SNLS (SuperNova Legacy Survey) objectifs, instruments utilisés, stratégie d’observation Courbes de lumière : production et ajustement Résultats de cosmologie 28/09/05

Les objectifs Mesures de et Précision meilleure que 10 % sur w (avec contraintes extérieures sur ) Mesure du taux de sne Ia distantes Compréhension de la physique des progéniteurs Étude sur l’environnement des sne Ia Projet prévu pour 5 ans, débuté au printemps 2003 Récolter plusieurs centaines de sne Ia, jusqu’à z~1 Détection avant le maximum Bon échantillonnage des courbes de lumière Observations dans 4 bandes spectrales : g’, r’, i’, z’ (486-882 nm) 28/09/05

Les instruments Le télescope : CFHT, situé au sommet du Mauna Kea, à Hawaï 3.6 mètres de Ø La caméra : MegaCam Mosaïque de 36 CCDs 340 Mégapixels Champ de 1 degré x 1 degré Bon échantillonnage : étoile résolue à 0.6 sec. d’arc (~3 pixels) 28/09/05

Stratégie d’observation Taille des champs (1 degré carré) : « multiplexage » plusieurs candidats sur 1 image Nouvelle méthode : recherche glissante (« rolling search »)  observations répétées (3-4 jours) des mêmes champs (4) dans plusieurs filtres (4), à l’aide d’un seul instrument découverte et suivi des sne simultanément ~ 300 h/an, ~ 25 % du temps noir 28/09/05

Découverte d’une supernova Aligner géométriquement et photométriquement Homogénéiser les qualités d’image Image de recherche Image soustraite Image de référence Élimination des artefacts (cosmiques, satellites, …) Candidat dans une base de données Construction des CL en ligne Inspection visuelle Observation spectroscopique Coïncidences entre époques, dans les ≠ bandes 28/09/05

Observations spectroscopiques Télescopes de 8-10 mètres de Ø VLT (Chili) 60 h/semestre Gemini (Hawaï) 60 h/semestre Keck (Hawaï) 3 nuits/an Identification des candidats Détermination du décalage vers le rouge (z) 28/09/05

Exemple de spectre Galaxie soustraite Instrument : Gemini (GMOS) Temps d’exposition : 2400s 28/09/05

Détermination des paramètres cosmologiques Courbes de lumière : production et ajustement photométrie différentielle des sne, calibration, modèle de CL, ajustement Résultats de cosmologie 28/09/05

Photométrie différentielle Mesurer les flux de la supernova dans une bande spectrale donnée Alignement géométrique des images contenant la sn Alignement des profils des étoiles (PSF) Modèle de l’intensité I dans le pixel (i,j), pour l’image k : image de meilleure qualité contient rapport photométrique flux de la sn position de la sn composante galactique fond du ciel Alignement simultané sur toutes les images contenant la sn Approximation: Ignorer les corrélations positives entre pixels voisins (rééchantillonnage) -> incertitudes sur les paramètres sous estimées 28/09/05

Flux par nuit de la supernova Estimation du flux de la sn sur chaque pose individuelle Flux par nuit : moyenne des flux par pose (prise en compte des covariances entre les poses) flux par pose flux par nuit r’ : i’ : 28/09/05

Calibration photométrique Cosmologie : comparaison des flux de sne proches et lointaines Pb : les proches ne sont plus observées -> intermédiaire d’étoiles : étoile standard étoile de champ Étoile standard : magnitude connue Deux étapes : Attribuer une magnitude aux étoiles de champ à partir des étoiles standard Attribuer une magnitude à la supernova à partir des étoiles de champ ZP : point zéro 28/09/05

Principe ZP m (MegaCam) ZP connu m (MegaCam) connue Mêmes conditions d’obs. (temps d’intégration, masse d’air, …) Même photométrie (d’ouverture) m connue f mesuré Éq. de couleur Landolt/MegaCam Détermination de ZP (MegaCam) Obs. d’étoiles standard (Landolt) Obs. d’étoiles de champ ZP (MegaCam) connu f mesuré Détermination de m (MegaCam) ZP m (MegaCam) Supernova ZP connu f mesuré (photom. diff.) Détermination de m (MegaCam) Catalogue d’étoiles calibrées m (MegaCam) connue f mesuré (photom. diff.) Détermination de ZP 28/09/05

Terme de couleur Landolt/MegaCam Diagramme couleur-couleur, on compare : magnitudes observées magnitudes synthétiques (standard spectrophotométriques + transmission des filtres effectifs MegaCam) -> Bonne connaissance des transmissions des filtres effectifs MegaCam 28/09/05

Filtres effectifs de MegaCam Tiennent compte de : la transmission du filtre d’observation la transmission du système optique la réflectivité du miroir l’efficacité quantique (QE) des CCDs transmission de l’atmosphère 28/09/05 Chute de QE -> mauvaise sensibilité en z’

Résidus de la calibration Pour chaque étoile de champ calibrée : écart à la magnitude moyenne Dispersion : g’, r’, i’ : ≤ 0.01 mag z’ : ~ 0.016 mag 28/09/05

Construction d’un modèle de courbe de lumière Estimer le flux de la supernova dans son référentiel, dans plusieurs bandes spectrales Modéliser les relations observées : forme de la CL/facteur d’étirement (s), couleur/s « stretch factor » Utilisation de : - un patron de spectres (sn moyenne, s=1) - filtres effectifs 28/09/05

Observations dans plusieurs bandes spectrales Effet du décalage spectral : z = 0 z = 1 Observations à de plus grands z Estimation du flux de la sn dans son référentiel, par interpolation Mesurer la couleur de la sn Remarques : Utilisation des données dans la bande U du ref. de la sn Observations dans la bande z’ (faible rapport S/B) 28/09/05

Le modèle de flux Avec : : facteur global d’intensité : patron de spectres : phase (origine au max en B) : transmission du filtre : facteur d’étirement (« stretch factor ») : paramètre de couleur : longueur d’onde centrale du filtre T : fonction de correction, varie lentement Problème : difficulté de construire avec les données publiques actuelles Modéliser les dépendances : forme de la CL/s et col/s 28/09/05

Fonction de correction On choisit de décomposer en 2 polynômes : Corrections associées à s : modifie la forme de la CL, contient corrélations s/col (sauf B-V au max) Correction de couleur Détermination des coefficients : entraînement du modèle sur un lot de 34 sne proches 28/09/05 col = 0.1; E(B-V) = 0.1

Patrons de courbes de lumière Courbes de lumière en UBVR (col = 0) 28/09/05

Ajustement : exemples Modèle décrit les CL, du U au R (ref. de la sn) Ajustement simultané dans plusieurs bandes SN 03D4ag @ z=0.285 SN 03D4cz @ z=0.695 On extrait pour la cosmologie 28/09/05

Détermination des paramètres cosmologiques Résultats de cosmologie estimateur de distance, diagramme de Hubble, erreurs systématiques, résultats 28/09/05

Lots de supernovæ Lot de sne proches : - issues de la littérature - z > 0.015 - 1er point de photométrie au plus tard 5 jours après le max. -> 44 sne Ia mesurées en B et V (17 en U) Lot de sne de SNLS : - observées dans au moins 2 bandes (couleur) - observations avant et après le max. de luminosité (s, date du max.) -> 75 sne Ia proches lointaines

Absorption par les poussières interstellaires Flux émis par la sn est absorbé par les poussières le long de la ligne de visée Loi d’absorption : E(B-V) = 0.05 : Cardelli et al. 1989 E(B-V) : excès de couleur (connu pour notre Galaxie, cartes de Schlegel) Absorption plus importante pour les petites longueurs d’onde -> la supernova apparaît rougie 28/09/05

Extinction par la galaxie hôte Observation d’une relation entre luminosité au max et couleur : plus une supernova est brillante plus elle est bleue Si effet de rougissement dû aux poussières de la galaxie hôte : mag. au max en B ~ couleur valeur moyenne pour le milieu interstellaire diffus (estimé localement) -> ce n’est pas ce que l’on observe Effet additionnel (dominant) de couleur intrinsèque de la sn Supernovæ famille à deux paramètres : s, col col = rougissement + couleur intrinsèque (dépendant ou non de s) Estimateur de distance (linéaire) indépendant de l’interprétation des variations de couleur 28/09/05

Modèles de poussières grises Simulent effet d’une constante cosmologique Poussières grises : taille relativement importante (~ 0.1 μm) affectent toutes les longueurs d’onde de manière équivalente (peu de rougissement) si répartition uniforme : sne lointaines apparaissent plus faibles que dans un univers vide -> discrimination possible à grands z Poussières grises réapprovisionnées (« replenishing gray dust ») par les éjections de matière venant de la sn 28/09/05

Derniers résultats Poussières grises : exclu Riess et al. 2004 Poussières grises : exclu Poussières grises réapprovisionnées : non distinguable de , mais modèle plus compliqué 28/09/05 QUASARS ….

Estimateur de distance Module de distance : Magnitude absolue : mag. apparente d’un objet situé à 10 pc Estimateur du module de distance : : magnitude au max. de luminosité en B, dans le ref. de la sn : facteur d’étirement : paramètre de couleur 28/09/05

Ajustement du diagramme de Hubble Minimisation de : contient : - erreurs dues au mouvement propre (objets à faibles z) - covariances entre flux au max, s et col - dispersion intrinsèque Attention : interviennent dans le calcul de l’erreur 28/09/05

Diagramme de Hubble Valeur de β (< 4.1) : couleur = rougissement dû à la galaxie hôte + couleur intrinsèque de la sn 28/09/05

Relations Magnitude dans le référentiel de la supernova corrigée de col mais pas de s corrigée de s mais pas de col Plus une supernova est brillante, plus : « brighter/slower » elle décroît lentement (s ) « brighter/bluer » elle est bleue Remarque : pas de différence significative entre les 2 lots 28/09/05

Compatibilité des couleurs Estimation des distances identique en utilisant (U,B) ou (B,V) ? Sne mesurées dans 3 bandes spectrales Comparaison du U attendu après ajustement dans 2 paires de bandes Ex : pour les proches Modèle de CL décrit bien les relations entre les couleurs des sne Estimation des distances comparable pour les 2 paires de bandes spectrales 28/09/05

Contours de confiance Marginalisation sur Mesures sur le pic acoustique baryonique (PAB) dans le cadre du SDSS Eisenstein et al. (2005) Univers plat + PAB : 28/09/05

Incertitudes systématiques (1/2) Calibration photométrique : - détermination du point zéro -> décalage du ZP (change les mags) principale source d’erreur en z’ obs. de standard spectrophotométriques en z’ avec MegaCam - spectre de Véga -> changement de couleur du spectre (B-R 0.01) Filtres : décalage de la longueur d’onde centrale effet très faible 28/09/05

Comparaison proches / lointaines z < 0.8 proches lointaines proches lointaines 0.920 (0.018) 0.958 (0.012) 0.059 (0.014) 0.029 (0.015) Les sne lointaines semblent plus lentes et plus bleues -> effet de sélection 28/09/05

Incertitudes systématiques (2/2) Biais de Malmquist : sélection préférentielle des objets brillants Simulations de CL de SN Ia À grands z : objets bleus et faible taux de décroissance -> observation des sne les plus brillantes Biais se compensent entre sne proches et lointaines Pas d’effet d’évolution visible 28/09/05

Bilan/résultats Bilan sur les erreurs systématiques : Résultats : Type d’incertitude (univers plat) (PAB) Point zéro Spectre de Véga Filtres Biais de Malmquist 0.024 0.012 0.007 0.016 0.004 0.003 0.002 0.040 0.013 0.025 Somme quadratique 0.032 0.054 Résultats : Univers plat : Avec PAB : 28/09/05

Conclusion Robustesse du mode de recherche glissante confirmée Actuellement ~10 sne Ia confirmées par lunaison, large statistique attendue (+ de 600) Jusqu’à août 2005 : 193 sne Ia identifiées spectroscopiquement Modèle de courbe de lumière (relations forme de la CL, s, col) -> estimation du flux entre U et R Résultats comparables en utilisant UB ou BV Résultats de cosmologie en accord avec les précédents Modèle de constante cosmologique favorisé Amélioration de la calibration en z’ (obs. de standard spectrophotom.) Mesure du taux de sne Ia distantes 28/09/05

Détermination des paramètres cosmologiques Backup slides 28/09/05

Inspection visuelle (1/2)

Inspection visuelle (2/2)

Champs d’observation

Équations de couleur Landolt/MegaCam

Détermination du point zéro CCD 10 champ D4

Équations de couleur MegaCam/SDSS

Comparaison ajustement UB/BV

Consistance du modèle Deux lots de sne : le lot d’entraînement du modèle + lot test Résidus à l’ajustement dans toutes les bandes pour les 2 lots Pas de différence visible entre les 2 lots 28/09/05

Pic acoustique baryonique Eisenstein et al. 2005 Observation de + de 40000 galaxies, dans le cadre du SDSS 0.16 ≤ z ≤ 0.47 Présence d’un pic dans la fonction de corrélation Localisation et amplitude du pic : accord avec modèle Confirme la présence d’une énergie noire 28/09/05

Distributions sne SNLS et simulation

Effets d’évolution Pas d’effet d’évolution visible Lot de SNe (Bmax - Vmax) s Proches 0.003 (0.015) 0.922 (0.019) Intermédiaires -0.016 (0.019) 0.954 (0.015) Lointaines -0.072 (0.027) 0.959 (0.015) Tendance : sne proches plus bleues taux de décroissance plus lent Effet de sélection dans l’échantillon de départ Pas d’effet d’évolution visible 28/09/05

Base de vecteurs propres

Corrélations

Courbe de couleur Phillips et al. 1999

Diagramme de Hubble – type de la galaxie hôte Sullivan et al. 2003

Franges d’interférence