28/09/0528/09/05 11

Soutenance de thèse28 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

28/09/0528/09/05 22

SommaireSommaire

o Cosmologie et Supernovæ de type IaCosmologie et Supernovæ de type Iao Le projet SNLSLe projet SNLSo Courbes de lumière : production et Courbes de lumière : production et

ajustementajustemento Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie

28/09/0528/09/05 33

Cosmologie et supernovCosmologie et supernovæ æ

de type Iade type Ia cadre cosmologique, comment déterminer les paramètres cadre cosmologique, comment déterminer les paramètres

cosmologiques, utilisation des sne Iacosmologiques, utilisation des sne Ia

o Le projet SNLSLe projet SNLSo Courbes de lumière : production et ajustementCourbes de lumière : production et ajustemento Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie

28/09/0528/09/05 44

Cadre cosmologiqueCadre cosmologique

Principe cosmologique : Univers Principe cosmologique : Univers homogènehomogène et et isotropeisotrope Métrique de Friedmann-Robertson-Walker :Métrique de Friedmann-Robertson-Walker :

avec avec R(t)R(t) le facteur d’échelle et le facteur d’échelle et k = -1 k = -1 (ouvert)(ouvert), 0 , 0 (plat)(plat), 1 , 1

(fermé)(fermé) Équation de Friedmann :Équation de Friedmann :

Paramètres cosmologiquesParamètres cosmologiques : :

))(sin(

1)( 2222

2

2222 ddr

kr

drtRdtds

22

2

3

8

R

G

R

k

R

RM

22HR

kk

Mk1

contencontenuu

géométrgéométrieie RRH /

MM H

G 23

8

23H

(constante de Hubble)(constante de Hubble)

28/09/0528/09/05 55

Les observablesLes observables

On mesure le On mesure le décalage spectraldécalage spectral

vers le rouge (z)vers le rouge (z) et le et le flux (f) flux (f) ::

émis

obsz

1 24 Ld

Lf

Distance de luminosité :Distance de luminosité :

),,(),,,(0

0 MLML zDH

cHzd

Observation de Observation de

chandelles standardchandelles standard (luminosité (luminosité L reproductible) à différents zL reproductible) à différents z

SupernovSupernovæ de type Iaæ de type Ia

28/09/0528/09/05 66

Les supernovLes supernovæ de type Iaæ de type Ia

Explosion thermonucléaire d’une naine Explosion thermonucléaire d’une naine blanche (C+O) accrétant de la matière de blanche (C+O) accrétant de la matière de son compagnon jusqu’à atteindreson compagnon jusqu’à atteindre

où elle exploseoù elle explose

chandelles quasi standardchandelles quasi standard

SoleilCh MM 4.1

Objets très brillants, Objets très brillants, luminosité comparable à la luminosité comparable à la galaxie hôtegalaxie hôte

Observables à de grandes Observables à de grandes

distances (grands z)distances (grands z) Objets Objets variablesvariables

~ 30 j~ 30 j

28/09/0528/09/05 77

Les sne Ia : chandelles quasi Les sne Ia : chandelles quasi standardstandard

Objets assez homogènesObjets assez homogènes Mais grande dispersion Mais grande dispersion

au maximum -> au maximum -> peut peut être réduiteêtre réduite

Corrélations Corrélations photométriques observéesphotométriques observées ::

- luminosité au max / taux luminosité au max / taux de déclinde déclin

- luminosité au max / luminosité au max / couleurcouleur -> relations de « standardisation »-> relations de « standardisation »

Les sne Ia sont parmi les meilleurs indicateurs de distance à ce jourLes sne Ia sont parmi les meilleurs indicateurs de distance à ce jour

PhasPhasee

mag B

mag B mag 4.0

28/09/0528/09/05 88

SNe Ia et cosmologieSNe Ia et cosmologie

Le diagramme de HubbleLe diagramme de Hubble

Décalage vers le rouge zDécalage vers le rouge z

)),

,(

log(

ML

zD

Riess et al. 2004Riess et al. 2004

Univers plat Univers plat ::

05.003.029.0

M

0: univers en expansion accélérée: univers en expansion accélérée

28/09/0528/09/05 99

Concordance des résultatsConcordance des résultats

Énergie noire de nature à déterminerÉnergie noire de nature à déterminer

via son équation d’état w=p/via son équation d’état w=p/ρρ

Constante cosmologique non Constante cosmologique non nullenulle

13.019.002.1

w (CMB+LSS)(CMB+LSS)

Riess et al. 2004Riess et al. 2004

28/09/0528/09/05 1010

Le projet SNLSLe projet SNLS

((SuperNova Legacy SurveySuperNova Legacy Survey) ) objectifs, instruments utilisés, objectifs, instruments utilisés,

stratégie d’observationstratégie d’observation

o Courbes de lumière : production et ajustementCourbes de lumière : production et ajustemento Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie

28/09/0528/09/05 1111

Les objectifsLes objectifs

Projet prévu pour 5 ans, débuté au printemps 2003Projet prévu pour 5 ans, débuté au printemps 2003 Récolter plusieurs centaines de sne Ia, jusqu’à z~1Récolter plusieurs centaines de sne Ia, jusqu’à z~1 Détection avant le maximumDétection avant le maximum Bon échantillonnage des courbesBon échantillonnage des courbes de lumièrede lumière Observations dans 4 bandes Observations dans 4 bandes spectrales : g’, r’, i’, z’ spectrales : g’, r’, i’, z’ (486-882 nm)(486-882 nm)

Mesures de et Mesures de et Précision Précision meilleure que 10 %meilleure que 10 % sur w (avec contraintes sur w (avec contraintes

extérieures sur ) extérieures sur ) Mesure du taux de sne Ia distantesMesure du taux de sne Ia distantes Compréhension de la physique des progéniteursCompréhension de la physique des progéniteurs Étude sur l’environnement des sne IaÉtude sur l’environnement des sne Ia

M

M

28/09/0528/09/05 1212

Les instruments Les instruments

Le télescopeLe télescope : :

CFHT, situé au sommet du CFHT, situé au sommet du Mauna Kea, à HawaïMauna Kea, à Hawaï

3.6 mètres de 3.6 mètres de ØØ

La caméraLa caméra : :

MegaCamMegaCam

Mosaïque de 36 CCDsMosaïque de 36 CCDs

340 Mégapixels340 Mégapixels

Champ de 1 degré x 1 degré Champ de 1 degré x 1 degré

Bon échantillonnage :Bon échantillonnage :

étoile résolue à 0.6 sec. d’arc (~3 étoile résolue à 0.6 sec. d’arc (~3 pixels)pixels)

28/09/0528/09/05 1313

Stratégie d’observationStratégie d’observation Taille des champs (1 degré carré) : « Taille des champs (1 degré carré) : « multiplexage multiplexage »» plusieurs candidats sur 1 imageplusieurs candidats sur 1 image

Nouvelle méthode : Nouvelle méthode : recherche glissanterecherche glissante («  (« rolling search »rolling search »)  )  observations répétées (3-4 jours) des mêmes champs (4) dans observations répétées (3-4 jours) des mêmes champs (4) dans plusieurs filtres (4), à l’aide d’un seul instrumentplusieurs filtres (4), à l’aide d’un seul instrument

découverte et suivi des sne simultanémentdécouverte et suivi des sne simultanément

~ 300 h/an, ~ 25 % du temps noir~ 300 h/an, ~ 25 % du temps noir

28/09/0528/09/05 1414

Découverte d’une supernovaDécouverte d’une supernova Aligner géométriquement et photométriquementAligner géométriquement et photométriquement Homogénéiser les qualités d’imageHomogénéiser les qualités d’image

Élimination des artefactsÉlimination des artefacts

(cosmiques, satellites, …)(cosmiques, satellites, …) Candidat dans une base de Candidat dans une base de

données données Construction des CL en ligneConstruction des CL en ligne Inspection visuelleInspection visuelle Observation spectroscopiqueObservation spectroscopique

Image de rechercheImage de recherche Image Image soustraitesoustraite

Image de référenceImage de référence

Coïncidences entre époques, Coïncidences entre époques,

dans les ≠ bandesdans les ≠ bandes

28/09/0528/09/05 1515

Observations spectroscopiquesObservations spectroscopiques

Identification des candidatsIdentification des candidats Détermination du décalage vers le rougeDétermination du décalage vers le rouge (z)(z)

Télescopes de 8-10 mètres de Télescopes de 8-10 mètres de ØØ

VLT (Chili)VLT (Chili)

60 h/semestre60 h/semestre

Gemini (Hawaï)Gemini (Hawaï)

60 h/semestre60 h/semestreKeck (Hawaï)Keck (Hawaï)

3 nuits/an3 nuits/an

28/09/0528/09/05 1616

Exemple de spectreExemple de spectre

Instrument : Gemini (GMOS)Instrument : Gemini (GMOS)

Temps d’exposition : 2400sTemps d’exposition : 2400s

GalaxieGalaxie

soustraitesoustraite

28/09/0528/09/05 1717

Détermination des paramètres Détermination des paramètres cosmologiquescosmologiques

Courbes de lumière : Courbes de lumière :

production et ajustementproduction et ajustement photométrie différentielle des sne, calibration, photométrie différentielle des sne, calibration,

modèle de CL, ajustementmodèle de CL, ajustement

o Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie

28/09/0528/09/05 1818

Mesurer les flux de la supernova dans une bande spectrale donnéeMesurer les flux de la supernova dans une bande spectrale donnée

Alignement géométriqueAlignement géométrique des images contenant la sn des images contenant la sn Alignement des profilsAlignement des profils des étoiles (PSF) des étoiles (PSF)

Modèle de l’intensité I dans le pixel (i,j), pour l’image k :Modèle de l’intensité I dans le pixel (i,j), pour l’image k :

Photométrie différentiellePhotométrie différentielle

Alignement simultané sur toutes les images contenant la snAlignement simultané sur toutes les images contenant la sn

image de meilleure qualitéimage de meilleure qualité

kkrefji

refji

kkji bKGalxPSFfI ))(( ,,,

flux de la snflux de la sn position position

de la snde la sncomposantecomposante

galactiquegalactiquefond du cielfond du ciel

krefk KPSFPSF

contient rapport contient rapport photométriquephotométrique

Approximation: Ignorer les corrélations positives entre pixels Approximation: Ignorer les corrélations positives entre pixels voisins (rééchantillonnage)voisins (rééchantillonnage)

-> incertitudes sur les paramètres sous estimées-> incertitudes sur les paramètres sous estimées

28/09/0528/09/05 1919

Flux par nuit de la supernovaFlux par nuit de la supernova Estimation du flux de la sn sur chaque pose individuelleEstimation du flux de la sn sur chaque pose individuelle Flux par nuit : Flux par nuit : moyenne des flux par posemoyenne des flux par pose

(prise en compte des covariances entre les poses)(prise en compte des covariances entre les poses)

r’ :r’ :

i’ :i’ :

flux par poseflux par pose flux par nuitflux par nuit

28/09/0528/09/05 2020

Étoile standard : Étoile standard : magnitude magnitude connueconnue

Deux étapesDeux étapes : :1.1. Attribuer une magnitude aux étoiles de champ à partir des Attribuer une magnitude aux étoiles de champ à partir des

étoiles standardétoiles standard2.2. Attribuer une magnitude à la supernova à partir des Attribuer une magnitude à la supernova à partir des

étoiles de champétoiles de champ

Calibration photométriqueCalibration photométrique

)log(5.22

121 f

fmm

Cosmologie : Cosmologie : comparaison des fluxcomparaison des flux de sne proches et de sne proches et lointaineslointaines

Pb : les proches ne sont plus observéesPb : les proches ne sont plus observées-> intermédiaire d’étoiles-> intermédiaire d’étoiles : :

1SNf2SNf

2

1 *

* SN

st

st

SN

f

f

f

f

f

f

étoile standardétoile standardétoile de champétoile de champ

ZPff

fm

ref

log5.2log5.2 ZP : point zéroZP : point zéro

28/09/0528/09/05 2121

PrincipePrincipe

mm connueconnue

ff mesuré mesuré

Éq. de couleur Landolt/MegaCamÉq. de couleur Landolt/MegaCam

Détermination de Détermination de ZPZP (MegaCam) (MegaCam)

Obs. d’étoiles standard (Landolt)Obs. d’étoiles standard (Landolt)

ZPZP

Obs. d’étoiles de champObs. d’étoiles de champ

ZP ZP (MegaCam) connu(MegaCam) connu

ff mesuré mesuré

Détermination de Détermination de m m (MegaCam)(MegaCam)

Mêmes conditions d’obs. (temps d’intégration, masse d’air, …)Mêmes conditions d’obs. (temps d’intégration, masse d’air, …)

Même photométrie (d’ouverture)Même photométrie (d’ouverture)

m (MegaCam)m (MegaCam)

Catalogue d’étoiles calibréesCatalogue d’étoiles calibrées

mm (MegaCam) connue (MegaCam) connue

f f mesuré (photom. diff.)mesuré (photom. diff.)

Détermination de Détermination de ZPZP

snmm*

snf

f*log5.2

SupernovaSupernova

ZPZP connu connu

f f mesuré (photom. diff.)mesuré (photom. diff.)

Détermination de Détermination de mm (MegaCam) (MegaCam)

28/09/0528/09/05 2222

Terme de couleur Landolt/MegaCamTerme de couleur Landolt/MegaCam

Diagramme couleur-couleur, on compare :Diagramme couleur-couleur, on compare :- magnitudes magnitudes observées observées - magnitudes magnitudes synthétiquessynthétiques (standard spectrophotométriques (standard spectrophotométriques

+ transmission des filtres effectifs MegaCam)+ transmission des filtres effectifs MegaCam)

-> Bonne connaissance des transmissions des filtres effectifs MegaCam-> Bonne connaissance des transmissions des filtres effectifs MegaCam

28/09/0528/09/05 2323

Filtres effectifs de MegaCamFiltres effectifs de MegaCam Tiennent compte de :Tiennent compte de :- la transmission du filtre d’observation la transmission du filtre d’observation - la transmission du système optiquela transmission du système optique- la réflectivité du miroirla réflectivité du miroir- l’efficacité quantique (QE) des CCDsl’efficacité quantique (QE) des CCDs- transmission de l’atmosphèretransmission de l’atmosphère

Chute de QE -> mauvaise sensibilité en z’ Chute de QE -> mauvaise sensibilité en z’

28/09/0528/09/05 2424

Résidus de la calibrationRésidus de la calibration

Pour chaque étoile de champ calibrée : écart à la magnitude Pour chaque étoile de champ calibrée : écart à la magnitude moyenne moyenne

Dispersion : Dispersion :

g’, r’, i’ : ≤ 0.01 g’, r’, i’ : ≤ 0.01 magmag

z’ : ~ 0.016 mag z’ : ~ 0.016 mag

28/09/0528/09/05 2525

Construction d’un modèle de Construction d’un modèle de courbe de lumièrecourbe de lumière

Estimer le flux de la supernova dans Estimer le flux de la supernova dans son référentiel, dans plusieurs son référentiel, dans plusieurs bandes spectralesbandes spectrales

Modéliser les relations observées :Modéliser les relations observées :

forme de la CL/facteur d’étirement forme de la CL/facteur d’étirement (s), couleur/s(s), couleur/s « stretch factor »« stretch factor »

Utilisation de :Utilisation de :

- un - un patron de patron de spectresspectres (sn (sn moyenne, s=1)moyenne, s=1)

- - filtres effectifsfiltres effectifs

28/09/0528/09/05 2626

Observations dans plusieurs Observations dans plusieurs bandes spectralesbandes spectrales

Effet du décalage spectral :Effet du décalage spectral :

Observations à de plus grands zObservations à de plus grands z Estimation du flux de la sn dans son référentiel, par Estimation du flux de la sn dans son référentiel, par

interpolationinterpolation Mesurer la couleur de la snMesurer la couleur de la snRemarques : Remarques :

- Utilisation des données dans la bande U du ref. de la snUtilisation des données dans la bande U du ref. de la sn- Observations dans la bande z’ (faible rapport S/B)Observations dans la bande z’ (faible rapport S/B)

z = 1z = 1z = 0z = 0

28/09/0528/09/05 2727

Le modèle de fluxLe modèle de flux

),,,(4.0

00 10))1((),()1(cols

ssn

T

zThcs

dzff

Avec Avec :: : facteur global d’intensité: facteur global d’intensité

: patron de spectres: patron de spectres

: phase (origine au max en B): phase (origine au max en B)

: transmission du filtre: transmission du filtre

: facteur d’étirement (« : facteur d’étirement (« stretch factorstretch factor ») »)

: paramètre de couleur: paramètre de couleur

0f

0)1/()( max ztt

s057.0)( max VBcol

)(T

Modéliser les dépendances : forme de la CL/s et col/sModéliser les dépendances : forme de la CL/s et col/s

))1((),,,()1( 00 zT

hccolsdzff sn

Problème : difficulté de construire Problème : difficulté de construire avec les données publiques actuelles avec les données publiques actuelles

),,,(0 cols

T),,,/( colss

: longueur d’onde centrale du filtre T: longueur d’onde centrale du filtre T

: fonction de correction, varie lentement : fonction de correction, varie lentement

28/09/0528/09/05 2828

Fonction de correctionFonction de correction

On choisit de décomposer en 2 polynômes :On choisit de décomposer en 2 polynômes :

),(),,(),,,( colss

colss cols

Corrections associées à s :Corrections associées à s :

modifie la forme de la CL, modifie la forme de la CL,

contient corrélations s/contient corrélations s/colcol

(sauf B-V au max)(sauf B-V au max)

Correction de couleurCorrection de couleur

Détermination des coefficients :Détermination des coefficients :

entraînement du modèle sur un entraînement du modèle sur un

lot de 34 sne procheslot de 34 sne proches

col col = 0.1= 0.1; E(B-V) = 0.1; E(B-V) = 0.1

28/09/0528/09/05 2929

Patrons de courbes de lumière Patrons de courbes de lumière Courbes de lumière en UBVR (Courbes de lumière en UBVR (colcol = 0) = 0)

28/09/0528/09/05 3030

Ajustement : exemples Ajustement : exemples

Modèle décrit les CL, du U au R (ref. de la sn)Modèle décrit les CL, du U au R (ref. de la sn) Ajustement simultané dans plusieurs bandesAjustement simultané dans plusieurs bandes

SN 03D4ag @ z=0.285SN 03D4ag @ z=0.285 SN 03D4cz @ z=0.695SN 03D4cz @ z=0.695

On extrait pour la cosmologie On extrait pour la cosmologie colstf ,,, max0

28/09/0528/09/05 3131

Détermination des paramètres Détermination des paramètres cosmologiquescosmologiques

Résultats de cosmologieRésultats de cosmologieestimateur de distance, diagramme de Hubble, estimateur de distance, diagramme de Hubble,

erreurs systématiques, résultatserreurs systématiques, résultats

3232

Lots de supernovLots de supernovææ Lot de sne Lot de sne prochesproches : :

- issues de la littérature- issues de la littérature

- z > 0.015- z > 0.015

- 1- 1erer point de photométrie au plus tard 5 jours après le max. point de photométrie au plus tard 5 jours après le max.

-> 44 sne Ia mesurées en B et V (17 en U)-> 44 sne Ia mesurées en B et V (17 en U) Lot de sne de Lot de sne de SNLSSNLS : :

- observées dans au moins 2 bandes (couleur)- observées dans au moins 2 bandes (couleur)

- observations avant et après le max. de luminosité (s, date du max.)- observations avant et après le max. de luminosité (s, date du max.)

-> 75 sne Ia-> 75 sne Ia01.1016.0 z

prochesproches lointaineslointaines

28/09/0528/09/05 3333

Absorption par les poussières Absorption par les poussières interstellairesinterstellaires

Flux émis par la sn est absorbé par les poussières le long Flux émis par la sn est absorbé par les poussières le long de la ligne de viséede la ligne de visée

Loi d’absorption :Loi d’absorption :

int)()(4.010 ff VBEf

obs

)(f : Cardelli et al. 1989: Cardelli et al. 1989

E(B-V) = 0.05E(B-V) = 0.05

E(B-V)E(B-V) : excès de couleur : excès de couleur

(connu pour notre Galaxie,(connu pour notre Galaxie,

cartes de Schlegel)cartes de Schlegel)

Absorption plus importante pour les petites longueurs d’ondeAbsorption plus importante pour les petites longueurs d’onde

-> la supernova apparaît rougie-> la supernova apparaît rougie

28/09/0528/09/05 3434

Extinction par la galaxie hôteExtinction par la galaxie hôte

Observation d’une relation entre luminosité au max et couleur :Observation d’une relation entre luminosité au max et couleur :

plus une supernova est brillante plus elle est bleueplus une supernova est brillante plus elle est bleue Si effet de rougissement dû aux poussières de la galaxie hôte :Si effet de rougissement dû aux poussières de la galaxie hôte :

mag. au max en B ~ couleurmag. au max en B ~ couleurBR

1.4)(

VBE

AR B

B

-> ce n’est pas ce que l’on observe-> ce n’est pas ce que l’on observe

Effet additionnel (Effet additionnel (dominantdominant) de couleur intrinsèque de la sn) de couleur intrinsèque de la sn Supernovæ famille à deux paramètres : s, Supernovæ famille à deux paramètres : s, colcol colcol = rougissement + couleur intrinsèque (dépendant ou = rougissement + couleur intrinsèque (dépendant ou

non de s)non de s)

valeur moyenne pour le valeur moyenne pour le

milieu interstellaire diffusmilieu interstellaire diffus

(estimé localement)(estimé localement)

Estimateur de distance (linéaire) indépendant Estimateur de distance (linéaire) indépendant de l’interprétation des variations de couleurde l’interprétation des variations de couleur

28/09/0528/09/05 3535

Modèles de poussières grisesModèles de poussières grises

Simulent effet d’une constante cosmologiqueSimulent effet d’une constante cosmologique

Poussières grisesPoussières grises : : - taille relativement importante taille relativement importante

(~ 0.1 (~ 0.1 μμm)m)- affectent toutes les longueurs affectent toutes les longueurs

d’onde de manière équivalente d’onde de manière équivalente

((peu de rougissementpeu de rougissement))- si répartition uniforme : si répartition uniforme :

sne lointaines apparaissent plus sne lointaines apparaissent plus

faibles que dans un univers videfaibles que dans un univers vide

-> discrimination possible à grands -> discrimination possible à grands zz

7.0 ,3.0 M

0 ,3.0 M

0 ,1 M

grisesPoussières ,1 M 0 ,0 M

Poussières grises réapprovisionnéesPoussières grises réapprovisionnées («  (« replenishing gray dustreplenishing gray dust »)  »)

par les éjections de matière venant de la snpar les éjections de matière venant de la sn

28/09/0528/09/05 3636

Derniers résultatsDerniers résultats

Poussières grises : Poussières grises : excluexclu

Poussières grises réapprovisionnées : Poussières grises réapprovisionnées : non distinguablenon distinguable de de , mais modèle , mais modèle plus compliquéplus compliqué

0

Riess et al. 2004Riess et al. 2004

QUASARS ….QUASARS ….

28/09/0528/09/05 3737

Estimateur de distanceEstimateur de distance

Module de distance :Module de distance :

wM ,,

Estimateur du module de distance :Estimateur du module de distance :

colsMmBB )1(*

*Bm: magnitude au max. de luminosité en B, dans le ref. de la sn: magnitude au max. de luminosité en B, dans le ref. de la sn

: facteur d’étirement : facteur d’étirement

: paramètre de couleur: paramètre de couleur

scol

),(log5pc10

log5pc10

),,(log5)(

0

0 zDH

cM

zHdMzm L

L

),(log516.43)()( zDMzmz L

Magnitude Magnitude absolueabsolue : :

mag. apparente d’un objet situé à 10 mag. apparente d’un objet situé à 10 pcpc

28/09/0528/09/05 3838

Ajustement du diagramme de HubbleAjustement du diagramme de Hubble

sni i

iLiiiB zDMcolsm2

2*2 )),(log516.43)1((

Minimisation de : Minimisation de :

contient : contient :

- erreurs dues au mouvement propre (objets à faibles z)- erreurs dues au mouvement propre (objets à faibles z)

- covariances entre flux au max, s et - covariances entre flux au max, s et colcol

- dispersion intrinsèque- dispersion intrinsèque

2i

AttentionAttention : interviennent dans le calcul de l’erreur : interviennent dans le calcul de l’erreur et

28/09/0528/09/05 3939

Diagramme de HubbleDiagramme de Hubble

colsmz BB )15.057.1()1)(14.052.1(03.031.19)( *

couleur = rougissement dû à la galaxie hôte + couleur intrinsèque de la sncouleur = rougissement dû à la galaxie hôte + couleur intrinsèque de la sn

Valeur de Valeur de ββ (< 4.1) : (< 4.1) :

28/09/0528/09/05 4040

RelationsRelations

corrigée de s mais pas de corrigée de s mais pas de colcol

Plus une supernova est Plus une supernova est brillantebrillante, plus :, plus :

«« brighter/slower brighter/slower » »elle elle décroît lentementdécroît lentement (s ) (s )

« « brighter/bluerbrighter/bluer » »elle est elle est bleuebleue

Remarque : pas de différence significative entre les 2 lotsRemarque : pas de différence significative entre les 2 lots

Magnitude dans le référentiel de la supernovaMagnitude dans le référentiel de la supernova

corrigée de corrigée de colcol mais pas de mais pas de ss

28/09/0528/09/05 4141

Compatibilité des couleursCompatibilité des couleursEstimation des distances identique en utilisant (U,B) ou (B,V) ?Estimation des distances identique en utilisant (U,B) ou (B,V) ?

BVUmesU

mesBV UUU 3

Modèle de CL décrit bien les Modèle de CL décrit bien les relations entre les couleurs des sne relations entre les couleurs des sne

Estimation des distances Estimation des distances comparable pour les 2 paires de comparable pour les 2 paires de bandes spectralesbandes spectrales

Ex : pour les prochesEx : pour les proches

Sne mesurées dans 3 bandes spectralesSne mesurées dans 3 bandes spectrales Comparaison du U attendu après ajustement dans 2 paires de bandesComparaison du U attendu après ajustement dans 2 paires de bandes

28/09/0528/09/05 4242

Contours de confianceContours de confiance Marginalisation surMarginalisation sur ,,M

Mesures sur le pic Mesures sur le pic acoustique baryonique acoustique baryonique (PAB) dans le cadre du (PAB) dans le cadre du SDSSSDSS

Eisenstein et al. (2005)Eisenstein et al. (2005)Univers plat + PAB :Univers plat + PAB : )087.0020.1,021.0271.0(),( wM

28/09/0528/09/05 4343

Incertitudes systématiques (1/2)Incertitudes systématiques (1/2)

Calibration photométriqueCalibration photométrique : :

- détermination du point zéro -> décalage du ZP (change les - détermination du point zéro -> décalage du ZP (change les mags)mags)

principale source d’erreur en z’ principale source d’erreur en z’

obs. de standard spectrophotométriques en z’ avec MegaCamobs. de standard spectrophotométriques en z’ avec MegaCam

- spectre de Véga -> changement de couleur du spectre (B-R - spectre de Véga -> changement de couleur du spectre (B-R 0.01)0.01)

FiltresFiltres : :

décalage de la longueur d’onde centraledécalage de la longueur d’onde centrale

effet très faibleeffet très faible

28/09/0528/09/05 4444

Comparaison proches / lointainesComparaison proches / lointaines

prochesproches

lointaineslointainesprochesproches

lointaineslointaines

z < 0.8z < 0.8

Les sne lointaines semblent Les sne lointaines semblent plus lentesplus lentes et et plusplus bleuesbleues

-> effet de sélection-> effet de sélection

0.920 (0.018)0.920 (0.018)

0.958 (0.012)0.958 (0.012)

0.059 (0.014)0.059 (0.014)

0.029 (0.015)0.029 (0.015)

28/09/0528/09/05 4545

Incertitudes systématiques (2/2)Incertitudes systématiques (2/2) Biais de MalmquistBiais de Malmquist : sélection préférentielle des objets brillants : sélection préférentielle des objets brillants

Simulations de CL de SN IaSimulations de CL de SN Ia

À grands z : objets bleus et faible taux de décroissanceÀ grands z : objets bleus et faible taux de décroissance

-> observation des sne les plus brillantes-> observation des sne les plus brillantesBiais se compensent entre sne proches et lointainesBiais se compensent entre sne proches et lointaines

Pas d’effet d’évolution visiblePas d’effet d’évolution visible

28/09/0528/09/05 4646

Bilan/résultatsBilan/résultats

Bilan sur les erreurs systématiques :Bilan sur les erreurs systématiques :

Type Type d’incertituded’incertitude (univers plat)(univers plat) (PAB)(PAB) (PAB)(PAB)

Point zéroPoint zéro

Spectre de VégaSpectre de Véga

FiltresFiltres

Biais de Biais de MalmquistMalmquist

0.0240.024

0.012 0.012

0.0070.007

0.0160.016

0.004 0.004

0.003 0.003

0.002 0.002

0.0040.004

0.0400.040

0.0240.024

0.013 0.013

0.0250.025

Somme Somme quadratiquequadratique 0.0320.032 0.0070.007 0.0540.054

M

Résultats Résultats ::

M

.)(032.0.)(042.0264.0 syststatM .)(007.0.)(021.0271.0 syststatM

.)(054.0.)(09.002.1 syststatw

Univers plat :Univers plat :

Avec PAB :Avec PAB :

w

28/09/0528/09/05 4747

Robustesse du mode de recherche glissante confirméeRobustesse du mode de recherche glissante confirmée Actuellement ~10 sne Ia confirmées par lunaison, large statistique Actuellement ~10 sne Ia confirmées par lunaison, large statistique

attendue (+ de 600)attendue (+ de 600) Jusqu’à août 2005 : Jusqu’à août 2005 : 193 sne Ia identifiées193 sne Ia identifiées spectroscopiquement spectroscopiquement Modèle de courbe de lumière (relations forme de la CL, s, Modèle de courbe de lumière (relations forme de la CL, s, colcol))

-> estimation du flux entre U et R -> estimation du flux entre U et R Résultats comparables en utilisant UB ou BVRésultats comparables en utilisant UB ou BV Résultats de cosmologie en accord avec les précédents Résultats de cosmologie en accord avec les précédents Modèle de constante cosmologique favoriséModèle de constante cosmologique favorisé

ConclusionConclusion

.)(054.0.)(09.002.1 syststatw

Amélioration de la calibration en z’ (obs. de standard spectrophotom.)Amélioration de la calibration en z’ (obs. de standard spectrophotom.) Mesure du taux de sne Ia distantesMesure du taux de sne Ia distantes

28/09/0528/09/05 4848

Détermination des paramètres Détermination des paramètres cosmologiquescosmologiques

Backup slidesBackup slides

Inspection visuelle (1/2)Inspection visuelle (1/2)

Inspection visuelle (2/2)Inspection visuelle (2/2)

Champs d’observationChamps d’observation

Équations de couleur Équations de couleur Landolt/MegaCamLandolt/MegaCam

Détermination du point zéroDétermination du point zéroCCD 10 champ D4CCD 10 champ D4

Équations de couleur MegaCam/SDSSÉquations de couleur MegaCam/SDSS

Comparaison ajustement UB/BVComparaison ajustement UB/BV

28/09/0528/09/05 5656

Consistance du modèleConsistance du modèle Deux lots de sne : le lot d’entraînement du modèle + lot testDeux lots de sne : le lot d’entraînement du modèle + lot test Résidus à l’ajustement dans toutes les bandes pour les 2 lotsRésidus à l’ajustement dans toutes les bandes pour les 2 lots

Pas de différence visible entre les 2 lotsPas de différence visible entre les 2 lots

28/09/0528/09/05 5757

Pic acoustique baryoniquePic acoustique baryonique

Observation de + de 40000 Observation de + de 40000 galaxies, dans le cadre du galaxies, dans le cadre du SDSSSDSS

0.16 ≤ z ≤ 0.470.16 ≤ z ≤ 0.47 Présence d’un pic dans la Présence d’un pic dans la

fonction de corrélationfonction de corrélation Localisation et amplitude Localisation et amplitude

du pic : du pic : accord avec accord avec modèlemodèle CDM

Eisenstein et al. 2005Eisenstein et al. 2005

Confirme la présence d’une énergie noireConfirme la présence d’une énergie noire

Distributions sne SNLS et simulationDistributions sne SNLS et simulation

28/09/0528/09/05 5959

Effets d’évolutionEffets d’évolution

Tendance : sne prochesTendance : sne proches plus bleues plus bleues taux de décroissance plus lenttaux de décroissance plus lent Effet de sélection dans l’échantillon Effet de sélection dans l’échantillon

de départde départ

Lot de SNeLot de SNe (Bmax - (Bmax - Vmax)Vmax)

ss

ProchesProches 0.003 0.003 (0.015)(0.015)

0.922 0.922 (0.019)(0.019)

IntermédiairIntermédiaireses

-0.016 -0.016 (0.019)(0.019)

0.954 0.954 (0.015)(0.015)

LointainesLointaines -0.072 -0.072 (0.027)(0.027)

0.959 0.959 (0.015)(0.015)

Pas d’effet d’évolution visiblePas d’effet d’évolution visible

Base de vecteurs propresBase de vecteurs propres

CorrélationsCorrélations

Courbe de couleurCourbe de couleurPhillips et al. 1999Phillips et al. 1999

Diagramme de Hubble – Diagramme de Hubble – type de la galaxie hôtetype de la galaxie hôte

Sullivan et al. 2003Sullivan et al. 2003

Franges d’interférenceFranges d’interférence