Mesure des distances 2 : Astronomie Extragalactique Échelle de distances Indicateurs de distance Relations et méthodes utilisées

Différentes méthodes de mesure de distance 0 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

Types d’estimateurs

Principe Céphéides H0 RR Lyrae 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

les estimateurs primaires exemple des Céphéides 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

Principe détaillé 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

Présentation Étoiles normales de grande masse – brève période d’instabilité – évolution stellaire Étoiles post –SP Dans la bande d’instabilité: varient de façon régulière Céphéides brillantes (plus denses) pulsent plus vite

Céphéides propriété intéressante

Céphéides exemples

Céphéides : exemples HST: M 100

Céphéides relation période-luminosité

Céphéides exemple d’utilisation 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 = 24.1 Keck: m= 26 (m-M) = (26—5.9) = 31.9 31.9=5log(d)-5 d= 24 Mpc

Estimateurs secondaires 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

Premier estimateur : Relation Tully-Fisher Relation entre la luminosité totale et la vitesse maximum de rotation Galaxies massives tournent plus rapidement

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 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 M = a (logW -2.5) + b M (corrected) = M(obs) – kz –Agal – Aint W(corrected) = [W(obs) – W(sgaz)]/sin(i)

Exemple d’utilisation

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

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 Dispersion moins grande en H qu’en B Département de physique Sakai et al. 2000

Deuxième estimateur : relation de Faber-Jackson 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 L ~ s4 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

Troisième estimateur : les amas globulaires 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

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 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)

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

Quatrième estimateur : les supernovae 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

Supernovae Type II Fin de la vie stellaire (fin du brûlage nucléaire) lentement NP couches externes sont éjectées rapidement SN lentement (m < 7 Msol) rapidement (m > 7 Msol) nébuleuse planétaire supernovae + + naines blanches (m < 1.4 Msol) * neutrons trous noirs (m = 2-3 Msol) (m > 3 Msol)

SNe Type 1a Très brillante (distances cosmologiques z ~ 1) C, O flash sur la naine blanche (accrétion) 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

SNe Type Ia Département de physique

Illustration

SNe Type Ia

Exemple d’utilisation WL ~ 0.7 Département de physique WM ~ 0.3

Comparaison des méthodes : Distance de Virgo

Loi de Hubble

Problème : l’inversion n’est pas possible : les galaxies ne sont pas distribuées au hasard On ne peut pas utiliser les redshifts pour mesurer les distances

Le Groupe Local