L’Univers extragalactique

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1 L’Univers extragalactique
• L’échelle des distances • Mirages gravitationnels • Matière sombre

2 L’échelle des distances
Mesure des distances : Un des problèmes les plus difficiles de l’astrophysique moderne ! → on procède par étapes des objets les plus proches… … aux plus lointains → échelle des distances cosmologique Danger : propagation des erreurs Georgia O’Keeffe « Ladder to the Moon »

3 L’échelle des distances - 2
L’unité astronomique La distance moyenne de la Terre au Soleil peut être déterminée à partir de la distance d’une planète quelconque dans le système solaire 1671 : Première estimation « moderne » Cassini (depuis Paris) et Richer (depuis la Guyane) mesurent la position de Mars par rapport aux étoiles (↔ une parallaxe) → obtiennent 1 UA = 140 millions de km 1815 : Durée du transit de Vénus devant le Soleil Encke obtient 1 UA = 153 millions de km Valeur moderne, obtenue par des mesures RADAR 1 UA = millions de km

4 L’échelle des distances - 3
La parallaxe La distance des étoiles assez proches peut être obtenue par la mesure de sa parallaxe annuelle Les parallaxes les plus précises ont été mesurées par le satellite Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite) de l’ESA, lancé en 1989 La précision est ~0.001 secondes d’arc → les distances des étoiles situées à moins de 100 pc sont connues à ~10% près Rappel : 1 pc = UA = 3.26 AL Le satellite Hipparcos

5 L’échelle des distances - 4
Les Céphéides 1912 : Henrietta Leavitt découvre que la période des Céphéides est une fonction (proportionnelle) de leur luminosité Ce sont des étoiles brillantes → observables à assez grande distance → étalons de distance très utiles Difficultés : • Il faut connaître la distance de certaines Céphéides pour calibrer la relation • La relation période – luminosité dépend de la composition chimique de l’étoile

6 L’échelle des distances - 5
Calibration des Céphéides vrad (spectro) → ΔR + Δθ (interfé-rométrie) → d

7 L’échelle des distances - 6
Calibration des Céphéides δ Cep : parallaxe mesurée par HST L Car : calibrée par interférométrie (+ d’autres à venir…) → calibration précise de la relation pour une métallicité donnée

8 L’échelle des distances - 7
Les Supernovae de type Ia Pour aller au-delà des Céphéides : il faut des objets plus brillants • Transfert de matière sur une naine blanche dans un système binaire → éruptions de Nova • Si M > 1.4 M → explosion de l’étoile → Lmax ≈ constante (plus précisément, elle peut être déterminée à partir de forme de la courbe de lumière) Incertitudes : – effet de la métallicité – absorption par poussières – filtre(z),…

9 L’échelle des distances - 8
Autres indicateurs de distance • Fonction de luminosité des amas globulaires : on suppose une forme « universelle » pour N(MB) • Fonction de luminosité des nébuleuses planétaires • Relation de Tully-Fisher / plan fondamental (relations entre vitesses des étoiles et luminosité de la galaxie) • Fluctuations de brillance des galaxies elliptiques (« granulosité apparente »)

10 L’échelle des distances - 9
La loi de Hubble 1929 : Hubble découvre que les galaxies extérieures suffisamment lointaines s’éloignent de nous avec une vitesse proportionnelle à leur distance : • d : mesuré par étalons de distance • v : mesuré par effet Doppler : • z = redshift (décalage vers le rouge) • H0 = constante de Hubble (en km/s/Mpc) Edwin Hubble

11 L’échelle des distances - 10
La loi de Hubble Hubble obtint H0 ≈ 500 km/s/Mpc, ce qui est trop grand d’un facteur 7 à 8 par rapport à la valeur moderne • Il estimait les distances par les étoiles les plus lumineuses • Pour les galaxies éloignées, il prenait des amas pour des étoiles individuelles → sous-estimation des distances Diagramme original de Hubble

12 L’échelle des distances - 11
La constante de Hubble À partir des années 1960, les mesures de la constante de Hubble donnent des valeurs proches de 50 ou 100 km/s/Mpc → querelles d’experts Mesures de la constante de Hubble depuis 1920

13 L’échelle des distances - 12
La constante de Hubble Les mesures les plus récentes donnent généralement des valeurs comprises entre 58 et 72 km/s/Mpc → incertitude ~ 20% Toujours 2 camps : HST key project / Sandage&Tammann Mesures de la constante de Hubble depuis 1970

14 Mirages gravitationnels
Mirages atmosphériques Notre cerveau interprète la vision comme si la lumière se déplaçait en ligne droite Si variation de l’indice de réfraction → rayons lumineux déviés → nous « voyons » l’objet dans une autre direction → possibilité de plusieurs images – éventuellement • déformées • inversées

15 Mirages gravitationnels - 2
Relativité générale → courbure de l’espace-temps → les rayons lumineux sont déviés au voisinage d’une masse importante → possibilité de plusieurs images – éventuellement • déformées • amplifiées → mirage gravitationnel par analogie avec mirage atmosphérique • l’objet qui dévie la lumière est appelé lentille gravitationnelle • effet prédit par Einstein qui le pensait inobservable car on ne connaissait que des étoiles comme candidats lentilles • prédit par Zwicky dans les années 1930 avec des galaxies lentilles

16 Mirages gravitationnels - 3
Le premier mirage gravitationnel 1979 : Walsh, Carswell et Weymann étudiaient des spectres de quasars Ils se rendent compte que 2 quasars distants de 6″ ont le même spectre → hypothèse : ce sont deux images du même quasar – confirmé par la détection de la galaxie lentille, proche d’une image Les quasars sont de bons candidats car très lumineux → observables loin → + de chances de trouver une galaxie devant Les 2 images du quasar Q

17 Mirages gravitationnels - 4
Propriétés des mirages gravitationnels En fonction de : • la distribution de masse dans la source • l’alignement source – lentille – observateur En peut observer différentes configurations d’images : • doubles • quadruples • arcs • anneau Seules les sources étendues donnent des arcs ou anneaux

18 Mirages gravitationnels - 5
Quelques mirages gravitationnels Si source – lentille – observateurs alignés + lentille symétrique → image en forme d’anneau = anneau d’Einstein de rayon angulaire : dLS = distance (lentille – source) dOS = distance (observateur – source) dOL = distance (observateur – lentille) SDSS J (HST)

19 Mirages gravitationnels - 6
Quelques mirages gravitationnels Si léger désalignement → 4 images presque symétriques HE0435–1223 (HST) H (HST)

20 Mirages gravitationnels - 7
Quelques mirages gravitationnels Si désalignement plus important → 4 images moins symétriques WFI2033–4723 (HST) RXJ (HST)

21 Mirages gravitationnels - 8
Quelques mirages gravitationnels Si désalignement encore plus important → 2 images HE2149–2745 (HST)

22 Mirages gravitationnels - 9
Arcs géants Si lentille = amas de galaxies assez concentré → masse de la lentille beaucoup plus grande → séparations plus importantes entre les images Si source = galaxie plus lointaine (objet étendu) → images = arcs (parfois très grands si source « bien placée ») → image amplifiée de la source → « télescope gravitationnel » Cl2244–02 (ESO)

23 Mirages gravitationnels - 10
Télescope gravitationnel Exemple : Images • multiples • amplifiées • déformées d’une même galaxie d’arrière-plan par un amas compact Cl (HST)

24 Mirages gravitationnels - 11
Mirages et distances Les différents trajets optiques ont des longueurs différentes + « ralentissement gravitationnel » → délai temporel entre la détection d’un événement dans les ≠ images Si le quasar varie : → on peut mesurer ce délai Si la distribution de masse est connue : → on obtient une distance Δd = c Δt → distance cosmologique

25 Mirages gravitationnels - 12
Mirages et constante de Hubble Les délais temporels tendent à donner des valeurs assez basses de H (en accord avec la valeur de Sandage et Tammann) → conclusion ? • soit Sandage et Tammann ont raison contre la majorité • soit la distribution de masse dans les lentilles n’est pas bien modélisée Principale incertitude : distribution de la matière sombre Constante de Hubble par délais temporels

26 Courbes de rotation des galaxies spirales
Matière sombre Courbes de rotation des galaxies spirales Supposons des orbites circulaires dans le disque où M(r) = masse totale à l’intérieur de l’orbite Dans les régions extérieures : M(r) ≈ Cte → v ~ r –1/2 Or, dans notre Galaxie et les autres spirales, on mesure v ~ Cte dans les régions extérieures → on suppose que la masse continue à augmenter bien qu’on ne voie rien

27 Matière sombre - 2 Halo de matière sombre → on suppose qu’il existe un halo sphérique de matière invisible Courbe de rotation : Conservation de la masse : → dans les régions extérieures : Pour éviter le singularité centrale, on suppose : (doit être tronqué à grande distance pour éviter une masse infinie)

28 Matière sombre - 3 Halo de matière sombre Il existe d’autres formes « théoriques » pour la distribution de matière sombre À partir de simulations numériques, Navarro, Frank et White (1996) obtiennent une relation du type : On estime que la matière sombre constitue 80 à 95% de la masse de notre Galaxie … et des valeurs similaires pour les autres galaxies spirales

29 Matière sombre dans les amas
1933 : Zwicky mesure les vitesses des galaxies dans l’amas de Coma Il obtient une dispersion σ(vrad) = 977 km/s Avec de telles vitesses, pour que les galaxies soient liées gravitationnellement dans l’amas, il faut Mtot ~ M C’est de très loin supérieur à la masse visible : Mvis ~ 1013 M Les halos de matière sombre des galaxies de l’amas ne suffisent pas → il doit exister de la matière additionnelle, répartie entre les galaxies Fritz Zwicky

30 Gaz chaud dans les amas Observations en rayons X
Matière sombre - 5 Gaz chaud dans les amas Observations en rayons X → découverte de gaz très chaud (~ 108 K) dans les amas Mgaz (Coma) ~ M → ce gaz chaud + les étoiles « orphelines » ne suffisent pas à expliquer la masse totale → matière sombre aussi dans les amas Images Chandra et HST de deux amas

31 Détection de la matière sombre (galaxies)
Mirages gravitationnels de quasars avec une galaxie lentille : Déviation des rayons lumineux : sensible à la masse totale (lumineuse + sombre), quelle que soit sa nature Si H0 est connu : → le délai temporel donne des contraintes sur la distribution de masse → sur la distribution de matière sombre dans la lentille aux distances angulaires sondées par les rayons lumineux Image radio d’un mirage (Merlin)

32 Détection de la matière sombre (amas)
Mirages gravitationnels de galaxies avec amas : Pas de mesure du délai temporel (sources non variables) mais les nombreux arcs permettent de reconstruire la distribution de masse Image de deux amas en collision en lumière visible (HST) rayons X (rose, choc) matière sombre (bleu) Séparation du gaz chaud et de la distribution de masse totale → évidence en faveur de l’existence de la matière sombre ?

33 L’Univers extragalactique
• L’échelle des distances • Mirages gravitationnels • Matière sombre Fin du chapitre…