Mesure des distances 2 : Astronomie Extragalactique

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

2 Différentes méthodes de mesure de distance
0 parallaxes mouvements propres vitesses radiales pc Céphéides RR Lyrae Novae les plus brillantes 3 Mpc (télescope terrestre) 15 Mpc (HST) supernovae amas globulaires nébuleuses planétaires régions HII Mpc Tully-Fisher Faber-Jackson (Dn-s) Surface Brightness Fluctuation 100 Mpc Loi de Hubble 5000 Mpc

3 Types d’estimateurs

4 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

5 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

6 Principe détaillé Méthodes utilisées dans l’environnement solaire (d < 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

7 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

8 Céphéides propriété intéressante

9 Céphéides exemples

10 Céphéides : exemples HST: M 100

11 Céphéides relation période-luminosité

12 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

13 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

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

15 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

16 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

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

18 Exemple d’utilisation

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

20 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

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

22 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

23 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

24 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

25 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

26 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)

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

28 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

29 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)

30 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

31 SNe Type Ia Département de physique

32 Illustration

33 SNe Type Ia

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

35 Comparaison des méthodes : Distance de Virgo

36 Loi de Hubble

37 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

38 Le Groupe Local