Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 4b :...

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 4b : Échelle de Cours 4b : Échelle de distancesdistances

Indicateurs de distanceIndicateurs de distance

Relations TF & FJRelations TF & FJ


Pourquoi mesurer les Pourquoi mesurer les distancesdistances

• La dimension physique des objets ne peut être déterminée précisément sans les distances

• Constante de Hubble: expansion de l’Univers âge de l’Univers

• Dynamique des galaxies en groupes: V = H0D mais en réalité V = H0D + Vpec


Galaxies pas distribuées au hasard (raison pour laquelle on ne peut pas utiliser les redshifts pour mesurer les distances)


Le Groupe LocalLe Groupe Local


Le Superamas LocalLe Superamas Local


Super Amas plus Super Amas plus distantsdistants


Redshifts SurveysRedshifts Surveys


Champ de vitesses Champ de vitesses locallocal


Construction de Construction de l’échelle de distancel’échelle de distance

0

parallaxesmouvements propres

vitesses radiales

25-50 pc

CéphéidesRR Lyrae

Novaeles plus brillantes

3 Mpc (télescope terrestre)15 Mpc (HST)

supernovaeamas globulaires

nébuleuses planétairesrégions HII

15-20 MpcTully-Fisher

Faber-Jackson (Dn-s)Surface Brightness Fluctuation

100 Mpc

Loi de Hubble

5000 Mpc


Construction de l’échelle Construction de l’échelle de distancede distance


Échelle de distanceÉchelle de distance11ereere étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses

radialesradiales

Méthodes utilisées dans l’environnement solaire Méthodes utilisées dans l’environnement solaire (d (d << 25-50 pc) 25-50 pc)

Connaissant la distance d’une * dans un amas Connaissant la distance d’une * dans un amas procheproche

On connaît la On connaît la magnitude absoluemagnitude absolue de toutes les * de de toutes les * de l’amasl’amas

Si on mesure la Si on mesure la magnitude apparentemagnitude apparente d’une * de d’une * de même type dans un amas plus lointainmême type dans un amas plus lointain

Module de distance m = m – M distanceModule de distance m = m – M distance


Échelle de distanceÉchelle de distance

Indicateurs primaires

Céphéides

RR Lyrae

Indicateurs secondaires

Tully-Fisher

Faber-JacksonDn-

Distr. Amas Globulaires & PN

SBF

SNe Type 1a

H0

Pop

IPop

II


Céphéides(indicateur de distance le plus précis)

• Étoiles normales de Étoiles normales de grande masse – grande masse – brève période brève période d’instabilité – d’instabilité – évolution stellaireévolution stellaire

• Étoiles post –MSÉtoiles post –MS• Dans la bande Dans la bande

d’instabilité: T & r d’instabilité: T & r varient de façon varient de façon régulièrerégulière

• Céphéides brillantes Céphéides brillantes (plus denses) pulsent (plus denses) pulsent plus viteplus vite


CéphéidesCéphéides



HST: M 100


Céphéides (erreurs)Céphéides (erreurs)

• Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur ~15%)~15%)

• Confusion dans les régions densesConfusion dans les régions denses• Indicateur Pop IIndicateur Pop I• Besoin d’une courbe de lumière pour Besoin d’une courbe de lumière pour <<>>• Moyenne de plusieurs par galaxieMoyenne de plusieurs par galaxie• Bleu: Bleu: maximal mais extinction maximal maximal mais extinction maximal• Relation période-luminosité a une Relation période-luminosité a une

dépendance sur la métallicitédépendance sur la métallicité


Céphéides (erreurs)Céphéides (erreurs)

Madore & Freedman 1991


CéphéidesCéphéides• Exemple: Céphéides Exemple: Céphéides

dans une galaxie à 10 dans une galaxie à 10 MpcMpc

m-M = 5log(d) -5m-M = 5log(d) -5m-M = 30m-M = 30

• P = 40 jours M=-5.9P = 40 jours M=-5.9• magnitude apparentemagnitude apparente

(m-M)+M = 24.1(m-M)+M = 24.1• Keck: m= 26Keck: m= 26(m-M) = (26—5.9) = 31.9(m-M) = (26—5.9) = 31.9

31.9=5log(d)-5 d= 24 31.9=5log(d)-5 d= 24 MpcMpc




Céphéides

RR Lyrae


Tully-Fisher

Faber-JacksonDn-


SBF

SNe Type 1a

H0

Pop

IPop

II


Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher• Relation entre la luminosité Relation entre la luminosité

totale et la vitesse totale et la vitesse maximum de rotationmaximum de rotation

• Galaxies massives tournent Galaxies massives tournent plus rapidementplus rapidement


Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher

• Disque exponentiel (Freeman 1970)Disque exponentiel (Freeman 1970)L L ~ I~ I0 0 rrdd

2 2 (L = 2(L = 2II00//22) (1)) (1)• Courbes de rotation platesCourbes de rotation plates

M ~ rM ~ rdd V V22max max (2) (2)

• (1) + (2)(1) + (2)L ~ IL ~ I00 M M22/V/V44

maxmax

• (M/L & I(M/L & I00 ~ cste) ~ cste)L ~ VL ~ V44

max max

L ~ VL ~ Vnnmaxmax

Relation Tully-Fisher



• définition de magnitude: M = -2.5 définition de magnitude: M = -2.5 log Llog L

M M ~ -2.5 log V~ -2.5 log V44maxmax

M ~ -10 log VM ~ -10 log Vmaxmax

M = a (logW -2.5) + bM = a (logW -2.5) + bpente point zéro



M = a (logW -2.5) + bM = a (logW -2.5) + b

M (corrected) = M(obs) – kM (corrected) = M(obs) – kzz –A –Agalgal – A – Aintint

W(corrected) = [W(obs) – W(W(corrected) = [W(obs) – W(gazgaz))]/sin(i)]/sin(i)



• RTF très bon pour les RTF très bon pour les distances relativesdistances relatives

• RTF a besoin d’une RTF a besoin d’une calibration absoluecalibration absolue


Calibration de laCalibration de la Relation Tully-FisherRelation Tully-Fisher

• Sakai et al. 2000Sakai et al. 2000 Photométrie de Photométrie de

surface de galaxies surface de galaxies avec des distances avec des distances CéphéidesCéphéides

Profiles 21 cm Profiles 21 cm (largeur (largeur ~~ V Vmaxmax))

Calibrer TF BVRIHCalibrer TF BVRIH Appliquer la calib à Appliquer la calib à

des amas distantsdes amas distants



Sakai et al. 2000

Dispersion moins

grande en H qu’en B



SB plus grande dispersion (erreur sur i ?)

Sakai et al. 2000 (amas)


Relation Tully-Fisher pour Relation Tully-Fisher pour les galaxies nainesles galaxies naines

Carignan & Freeman 1988 Carignan & Beaulieu 1989


Relation Tully-Fisher pour Relation Tully-Fisher pour les galaxies nainesles galaxies naines

TF relation entre TF relation entre

MMbaryoniquebaryonique et V et Vmaxmax




Céphéides

RR Lyrae


Tully-Fisher

Faber-JacksonDn-


SBF

SNe Type 1a

H0

Pop

IPop

II


Relation Faber-JacksonRelation Faber-Jackson

L L ~~ 44

• Semblable à la relation Semblable à la relation de Tully-Fisherde Tully-Fisher

• Elliptiques supportées Elliptiques supportées par par au lieu de V au lieu de Vmaxmax

• Pas de gaz, donc pas Pas de gaz, donc pas de problème avec les de problème avec les naines comme les Irrsnaines comme les Irrs




Céphéides

RR Lyrae


Tully-Fisher

Faber-JacksonDn-


SBF

SNe Type 1a

H0

Pop

IPop

II


Distances Amas Globulaires

Comme ces objets Comme ces objets sont beaucoup plus sont beaucoup plus brillants que les * brillants que les * individuelles, on peut individuelles, on peut les observer dans les les observer dans les galaxies lointainesgalaxies lointaines

L’hypothèse de base L’hypothèse de base est que les propriétés est que les propriétés de ces objets ne de ces objets ne varient pas d’une varient pas d’une galaxie à l’autregalaxie à l’autre


Distances PNsDistances PNs

• Fonction de luminosité Fonction de luminosité pour les PNs dans M31pour les PNs dans M31

• Noter comment elle Noter comment elle tombe rapidement vers tombe rapidement vers 00

• Méthode: comparer le Méthode: comparer le cut-off de la fonction de cut-off de la fonction de luminosité avec une luminosité avec une galaxie de distance galaxie de distance connueconnue

• On obtient ainsi (m-M)On obtient ainsi (m-M)


Distances PNsDistances PNs

• Comparaison pour Comparaison pour des galaxies des galaxies proches avec des proches avec des distances obtenues distances obtenues avec des Céphéidesavec des Céphéides

• Précision ~ 10%Précision ~ 10%


Distances SBFDistances SBF

• Tonry & Schneider 1988• Fluctuation RMS ~ d-1

Dist X 2


Distances SBFDistances SBF

Galaxie la plus

distante est la plus

smoothRMS ~ d-1




Céphéides

RR Lyrae


Tully-Fisher

Faber-JacksonDn-


SBF

SNe Type 1a

H0

Pop

IPop

II


Supernovae Type IISupernovae Type II

Fin de la vie stellaire (fin du brûlage nucléaire)Fin de la vie stellaire (fin du brûlage nucléaire)lentement NPlentement NP

couches externes sont éjectéescouches externes sont éjectéesrapidement SNrapidement SN

lentement (m lentement (m < 7 M< 7 Msolsol) rapidement (m >) rapidement (m > 7 M 7 Msolsol))

nébuleuse planétaire supernovaenébuleuse planétaire supernovae + ++ + naines blanches naines blanches

(m (m < 1.4 M< 1.4 Msolsol) ) * neutrons trous noirs * neutrons trous noirs (m (m = 2-3 M= 2-3 Msolsol) ) (m (m > 3 M> 3 Msolsol))


SNe Type 1aSNe Type 1a

• TrTrèès brillante (distances cosmologiques z s brillante (distances cosmologiques z ~ 1)~ 1)• C, O flash sur la naine blanche (accrétion)C, O flash sur la naine blanche (accrétion)• Fréquence: 1 / galaxie / 500 ansFréquence: 1 / galaxie / 500 ans• Doit reconnaître la courbe de lumière (mesure du Doit reconnaître la courbe de lumière (mesure du

pic)pic)• Calibrer le taux de décroissanceCalibrer le taux de décroissance• Estimer l’extinctionEstimer l’extinction• Peu de calibrateurs locaux pour le point zéroPeu de calibrateurs locaux pour le point zéro


SNe Type IaSNe Type Ia


SNe Type 1aSNe Type 1a• Calibrateurs:Calibrateurs:

-19.51 +/- 0.18-19.51 +/- 0.18• Incertitude sur la distance Incertitude sur la distance

~~10% (0.18)10% (0.18)• Si on mesure aussi la Si on mesure aussi la

décroissance de la courbe décroissance de la courbe de lumièrede lumière

• Incertitude Incertitude ~~ 0.1 mag 0.1 mag(m-M) = (26 + 19.5) = 45.5(m-M) = (26 + 19.5) = 45.5corresponds a D = 10,000 Mpccorresponds a D = 10,000 Mpc(m-M) = (30 + 19.5) = 49.5(m-M) = (30 + 19.5) = 49.5corresponds a D = 80,000 Mpccorresponds a D = 80,000 Mpc

Calibrateurs proches



M ~ 0.3

~

0.7


Distance de VirgoDistance de Virgo


Echelle de distance

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