Distances extragalactiques

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Distances extragalactiques
Introduction Léchelle des distances
Mirages gravitationnels Lexpansion de lUnivers
2
Introduction
Depuis le début du 20e siècle, la science a fait
une série de découvertes fondamentales dans
létude de lUnivers Nous savons maintenant que
Il y a eu un commencement (Big Bang) il y a
quelques milliards dannées
Depuis lors, lUnivers est en expansion Les
réactions nucléaires dans le milieu très chaud
 post Big Bang  ont créé la majorité de la
matière présente dans lUnivers (H et He)
Modèles dUnivers en expansion
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Introduction - 2
Lorsque la matière est devenue transparente (T
3000 K), les photons se sont  découplés  de
la matière et ont pu se propager librement Leur
longueur donde sest étirée avec lexpansion de
lespace, les amenant dans le domaine micro-ondes
cest le fond de rayonnement cosmologique,
cosmic microwave background (CMB)
Le CMB, découvert en 1964 par Penzias et
Wilson, constitue une des meilleures preuves du
Big Bang Des expériences récentes (ballons,
satellites) ont mesuré avec grande précision le
spectre du CMB Satellite COBE (1987 1993) ?
TCMB 2.725 0.002
Spectre du CMB
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Introduction - 3
Les satellites WMAP, lancé en 2001, puis
Planck, lancé en 2009, ont mesuré avec précision
les anisotropies du CMB. Ces fluctuations
minuscules (?T/T 10-5) permettent de déterminer
les paramètres des modèles cosmologiques
Fluctuations du CMB
5
Introduction - 4
Lanalyse des données de WMAP a inauguré lère
de la cosmologie de précision Le  modèle
cosmologique standard , accepté par la majorité
des spécialistes, avait les paramètres suivants
(après 9 ans) densité totale (supposée
1) O0 1.0 (1.02 0.02) densité de matière
baryonique Ob,0 0.0463 0.0024 densité de
matière totale Om,0 0.279 0.023
constante cosmologique O?,0 0.721 0.025
constante de Hubble h0 0.700 0.022 (par
convention, on pose H0 100 h0 km/s/Mpc) âge
de lUnivers (Gyr) t0 13.74 0.11
6
Introduction - 5
Lanalyse des données de Planck a encore
amélioré la précision des résultats Le nouveau
 modèle cosmologique standard , accepté par la
majorité des spécialistes, a maintenant les
paramètres suivants densité totale (supposée
1) O0 1.0 densité de matière baryonique
Ob,0 0.0486 0.0014 densité de matière
totale Om,0 0.314 0.020 constante
cosmologique O?,0 0.686 0.020 constante
de Hubble h0 0.674 0.014 (par convention,
on pose H0 100 h0 km/s/Mpc) âge de lUnivers
(Gyr) t0 13.813 0.058
7
Introduction - 6
Tout va donc pour le mieux dans le meilleur des
mondes
? Que dire de plus ?
FIN
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Introduction - 6
Tout va donc pour le mieux dans le meilleur des
mondes si on ny regarde pas de trop près, car
les résultats WMAP/Planck sont obtenus en
ajustant un modèle des fluctuations à lépoque du
découplage sur les observations ? quelle est la
fiabilité du modèle ?
9
Introduction - 7
Les différents modèles repris dans le tableau
rendent tous compte du spectre de puissance des
fluctuations du CMB ? il faut fixer O0 ou h0 par
dautres moyens philosophiques si O0 1
alors O0 1
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Léchelle des distances
Mesure des distances Un des problèmes les plus
difficiles de lastrophysique moderne ! ? on
procède par étapes des objets les plus
proches aux plus lointains ? échelle des
distances cosmologique Danger
propagation des erreurs
Georgia OKeeffe  Ladder to the Moon 
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Léchelle des distances - 2
La parallaxe La distance des étoiles assez
proches peut être obtenue par la mesure de la
parallaxe annuelle Les parallaxes les plus
précises ont été mesurées par le satellite
Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting
Satellite) de lESA, lancé en 1989
La précision est 0.001 secondes darc ? les
distances des étoiles situées à moins de 100 pc
sont connues à 10 près Rappel 1 pc 206265
UA 3.26 AL
Le satellite Hipparcos
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Léchelle des distances - 3
Le module de distance Magnitude apparente m
magnitude sous laquelle apparaît lobjet, à sa
vraie distance d Magnitude absolue M
magnitude quaurait lobjet sil était à une
distance de 10 parsecs m -2.5 log Fd C
Fd L / 4pd2 M -2.5 log F10 C
F10 L / 4p102 Module de distance (d en
parsecs) dm m - M -5 5 log d Mesure de
distance souvent utilisée en astrophysique Doit
être corrigé de labsorption par les poussières
sil y a lieu
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Léchelle 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 peut-être
de la composition chimique de létoile
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Léchelle des distances - 5
Distance des Céphéides galactiques - parallaxes
Parallaxes précises mesurées par HST Benedict et
al. 2007 AJ 133, 1810 (10 Céphéides
galactiques) ? ajustement dune droite MX a
b (log P - 1) (P en jours) X correspond à
lindice adopté V, I, K ou WVI V - 2.52 (V
-I) (correction de couleur pour tenir compte de
la largeur finie de la bande dinstabilité)
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Léchelle des distances - 6
Distance des Céphéides galactiques -
interférométrie
vrad (spectro) ? ?R ?? (interfé-rométrie) ?
d
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Léchelle des distances - 7
Calibration des Céphéides du LMC
Centaines de Céphéides découvertes par le
programme OGLE dans le Grand Nuage de Magellan
(LMC) ? ensemble le plus grand et le plus précis
disponible MW a b (log P - 1) avec W V -
2.45 (V -I) Y-a-t-il une dépendance en la
métallicité Z ? (ZLMC lt ZGal) Sur base de toutes
les données existantes, les avis sont partagés
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Léchelle des distances - 8
Distance du Grand Nuage de Magellan
Importance du LMC dans la calibration des
distances ? connaître sa distance ? nombreux
essais de détermination binaire à éclipses
(ex.) 45.7 kpc ( 3) comparaison des
Céphéides galactiques et LMC
47.9 kpc ( 2) échos lumineux
réfléchis par lanneau autour de SN1987a
51.8 kpc ( 6) Reste une incertitude gt 10
tenir compte de lépaisseur et de linclinaison
du LMC (non négligeables)
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Léchelle des distances - 9
Incertitudes dans les distances des Céphéides
Calibration 10 Métallicité ???
a-t-elle un effet ? si oui, détermination de
la métallicité ne peut pas être
faite pour la Céphéide mais pour sa galaxie
? uniformité de la métallicité dans la
galaxie ? (très douteux pour les
spirales) Absorption par les poussières ?
nécessite mesure du rougissement moins
important dans linfrarouge (mais Céphéides y
sont moins brillantes) reste souvent la
principale source derreur
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Léchelle des distances - 10
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 et
accumulation progressive de matière Lorsque M gt
1.4 M ? explosion de létoile ? Lmax
constante
MB MV 19.3 au max de brillance mobs doit
être corrigé du rougissement par poussières
? possible en observant dans plusieurs
filtres et comparant aux couleurs  standard 
permet aussi la  correction k 
20
Léchelle des distances - 11
Les Supernovae de type Ia Complication on
constate une dispersion dans la luminosité
maximale des SNIa ? ne seraient pas de si bonnes
 standard candles  que ça !
En examinant les SNIa proches, on constate une
corrélation entre la luminosité maximale et le
taux de décroissance de la courbe de lumière ?
permet de calculer Lmax à partir de la forme de
la courbe (stretch method)
21
Léchelle des distances - 12
Les Supernovae de type Ia Les SNIa sont 13.3
magnitudes plus brillantes que les plus
brillantes des Céphéides ? permettent datteindre
des distances 500 fois plus grandes (avec les
moyens actuels, plus de 1000 Mpc) Les
explosions de SN sont des événements rares ? il
faut observer régulièrement un grand nombre de
galaxies ? programmes dobservation ambitieux
depuis la fin du 20e siècle Supernova
Cosmology Project High-Z Supernova Search
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Léchelle des distances - 13
Le biais de Malmquist Dans un échantillon
limité en magnitude (et non en volume) avec une
dispersion s (intrinsèque ou observationnelle)
plus on va vers des objets éloignés (donc
faibles), plus on a tendance à ne conserver que
les plus brillants ? les objets les plus
lointains apparaissent en moyenne plus
brillants ? il faut corriger ce biais et donc
connaître s(distance)
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Léchelle des distances - 14
Indicateurs secondaires de distance
Contrairement aux indicateurs primaires,
nécessitent dêtre calibrés à partir de galaxies
dont les distances sont connues ce qui est, en
fait, partiellement le cas des Céphéides, qui
dépendent de la distance du LMC et donc aussi
des SNIa, qui sont calibrées en déterminant la
distance de leurs galaxies hôtes par les
Céphéides calibration faite pour les SNIa
proches, les plus distantes sont supposées avoir
les mêmes propriétés (pas dévolution avec lâge
de lUnivers) ? distinction un peu floue entre
indicateurs primaires et secondaires
24
Léchelle des distances - 15
Magnitude du sommet de la branche des géantes
Le sommet de la branche des géantes des amas
globulaires les plus pauvres en métaux Fe/H
-1.5 atteint la même MV -2.5 constance
encore meilleure en MI -4.05 0.02 distance
des amas globulaires galactiques données par les
RR Lyrae ? indépendante des Céphéides (mais
méthode analogue)
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Léchelle des distances - 16
Fonction de luminosité des amas globulaires
f(M) dM nombre damas dans lintervalle de mag
M, MdM f(M) est bien représenté par une
fonction gaussienne
le sommet (turnover) correspond aux amas les
plus nombreux il semble correspondre à une mag
 universelle  MB,0 -6.5 ? distance estimée en
mesurant mB,0 marche dautant mieux que la
galaxie a de nombreux amas calibration sur
lamas de la Vierge ? dépend de la distance de
cet amas
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Léchelle des distances - 17
Fonction de luminosité des nébuleuses planétaires
(PNLF) Nombre de nébuleuses planétaires (PN)
dans une galaxie (ou un groupe/amas de galaxies)
en fonction de leur luminosité dans la raie
interdite de loxygène 2 fois ionisé O III à
500.7 nm (rappel spectre PN raies
démission continu négligeable)
cette raie est très intense et permet
dobserver les PN jusquà 20 Mpc il semble
exister une coupure (luminosité maximale)
correspondant à une magnitude absolue M5007
-4.53
27
Léchelle des distances - 18
Fonction de luminosité des nébuleuses planétaires
(2) Comparaison des distances obtenues par la
méthode des PNLF et celle des Céphéides ? on
estime la précision de la méthode PNLF par la
dispersion s des points autour de la droite (M31
est la calibrateur) ? on obtient s 8
(précision interne, car ne tient pas compte des
erreurs systématiques)
28
Léchelle des distances - 19
Fluctuations de brillance Plus une galaxie est
éloignée, plus détoiles en moyenne tombent sur
un même pixel du CCD ? plus la galaxie apparaît
 lisse  (moins granuleuse) sur les images
Statistique de Poisson s(N) N1/2 ? s(N)/N
N-1/2 ? fluctuations relatives diminuent quand N
augmente ? d augmente
Surtout adapté aux galaxies elliptiques (qui ne
contiennent, en principe, que des étoiles) Avec
la résolution du HST, cette méthode peut aller
jusquà 100 Mpc
29
Léchelle des distances - 20
Relation de Tully-Fisher Relation entre la
luminosité dune galaxie spirale et sa vitesse de
rotation maximale Plus précise dans
linfrarouge car moins influencé par poussières
et zones de formation détoiles ? représente
mieux la masse globale s(IR proche) 40 (peut
descendre à 10 pour des galaxies soigneusement
sélectionnées) Appliquée aux amas de la Vierge
et Coma ? carte 3D de ces amas Permet
datteindre des distances gt 100 Mpc
30
Léchelle des distances - 21
Relation D-s Relation entre le diamètre
effectif D et la dispersion de vitesse s dans les
galaxies elliptiques brillantes Pas de
Céphéides pour calibrer la méthode dans ces
galaxies
? distances relatives entre amas Amas 1
log D1 a log s C1 Amas 2 log D2 a log
s C2 Brillance de surface indép. de d ?
Dispersion moindre dans lIR Galaxies très
brillantes ? peut atteindre de grandes distances
31
Léchelle des distances - 22
Comparaison des distances pour lamas de la Vierge
? d 16 Mpc
32
Mirages gravitationnels
Léchelle des distances (cosmological distance
ladder) est construite étage par étage Les
indicateurs les plus distants (ex SNIa) sont
calibrés  localement  à partir dindicateurs
situés plus bas dans léchelle (ex les
Céphéides) Cette méthode est très sensible à la
propagation des erreurs toute erreur à un étage
se répercute aux étages supérieurs Ex
lincertitude de 10 dans la calibration des
Céphéides (qui dépend en grande partie de la
distance du LMC) va se propager aux SNIa ? il est
souhaitable de disposer dun moyen de mesurer les
distances qui soit indépendant de cette échelle
des distances  standard 
33
Mirages gravitationnels - 2
Mirages atmosphériques Notre cerveau interprète
la vision comme si la lumière se déplaçait en
ligne droite Si variation de lindice de
réfraction ? rayons lumineux déviés ? nous
 voyons  lobjet dans une autre direction ?
possibilité de plusieurs images éventuellement
déformées inversées
34
Mirages gravitationnels - 3
Mirages gravitationnels Relativité générale ?
courbure de lespace-temps ? les rayons lumineux
sont déviés au voisinage dune masse importante ?
possibilité de plusieurs images éventuellement
déformées amplifiées ? mirage
gravitationnel par analogie avec mirage
atmosphérique lobjet 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
35
Mirages gravitationnels - 4
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 dune
image
Les quasars sont de bons candidats car très
lumineux ? observables loin ? de
chances de trouver une galaxie devant
Les 2 images du quasar Q0957561
36
Mirages gravitationnels - 5
Mirages et distances Refsdal, 1964 Les
différents trajets optiques ont des longueurs
différentes  ralentissement gravitationnel  ?
délai temporel entre la détection dun événement
dans les ? images
Si le quasar varie ? on peut mesurer ce
délai Si la distribution de masse est connue ?
on obtient une distance ?d c ?t ?
distance cosmologique
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Théorie des mirages gravitationnels
La relativité générale prédit quun rayon
lumineux qui passe à une distance minimale ? dun
objet de masse M est dévié dun angle
Hypothèses simplificatrices
(1) toute la masse déflectrice est à la même
distance Dd de lobservateur (lentille mince) ?
plans de lobservateur, de la lentille, de la
source ? distances Dd , Ds , Dds si espace
courbe Ds ? Dd Dds
38
Théorie des mirages gravitationnels - 2
(2) tous les angles considérés sont petits ? (les
distances sont des distances diamètre angulaire -
cf. plus loin) ß angle entre déflecteur et
position réelle de la source ? angle entre
déflecteur et position apparente de la source
a angle de déflection réduit déplacement
angulaire apparent de la source de S en S ? ß
? - a(?) (3) on a aussi
39
Théorie des mirages gravitationnels - 3
Lentilles non ponctuelles Lentille non
ponctuelle ? on additionne les déflections des ?
points où est la densité (surfacique)
de masse au point Lentille à symétrie
cylindrique (circulaire dans le plan lentille)
?
? où est la masse comprise dans
le rayon ? autour du centre
40
Théorie des mirages gravitationnels - 4
Anneau dEinstein En introduisant (1) ou (5) dans
(4), on a Or, ? ? Dd ?
Introduisant (6) dans (3) Si la source est
exactement derrière la lentille (ß 0) ?
Symétrie
circulaire ? anneau de rayon ?E Si les
distances sont connues ? la masse de la lentille
à lintérieur de lanneau dEinstein peut être
déterminée
41
Théorie des mirages gravitationnels - 5
Densité critique Densité surfacique moyenne à
lintérieur du rayon angulaire ?
densité
critique (9) ?
densité mesurée en unités de la densité critique
convergence Si ? gt 1 (S gt Scr) ? formation
dimages multiples
42
Théorie des mirages gravitationnels - 6
Positions des images Déflecteur ponctuel

équation du 2e degré ? 2 solutions

(11) Pour un déflecteur ponctuel, il
y aura toujours deux images, lune à lintérieur
et lautre à lextérieur de lanneau
dEinstein Si ß gtgt ?E ? ? ß (pas de
déflection) et ?- 0 (mais voir ci-après)
43
Théorie des mirages gravitationnels - 7
Amplification des images Brillance de surface
conservée (pas dabsorption ou démission de
photons) ? amplification µ rapport surface
image / surface source
à une dimension si
une grandeur x est  imagée  selon y y(x), un
petit intervalle ?x sera imagé en ?y, avec
?y (dy/dx) ?x le
jacobien de (12) généralise cette notion à deux
dimensions Valable pour les  petites sources 
44
Théorie des mirages gravitationnels - 8
Amplification des images Lentille à symétrie
circulaire Utilisant léquation (11) et
définissant u comme la séparation image-
lentille en unités du rayon dEinstein u ß /
?E on obtient limage est toujours
amplifiée limage - peut être amplifiée ou
affaiblie, selon la valeur de u si la source
est à lintérieur du rayon dEinstein, µ gt 1.34
45
Théorie des mirages gravitationnels - 9
Amplification totale
si u ? 0, µ ? 8 (seulement si source
ponctuelle) si u ? 8, µ ? 1 Dans les cas où la
séparation des images est trop petite pour
pouvoir les séparer avec les moyens actuels
(typiquement pour des masses de déflecteur trop
petites), on peut néanmoins mesurer
lamplification totale
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Types de mirages gravitationnels
Dans le cas dimages multiples (strong
lensing), la séparation typique entre les
différentes images est donnée par Dans ce
cas, on a ? ?E donne donc la séparation
caractéristique des images Si lentille étoile
de notre galaxie

(en secondes darc) ? la séparation est
denviron 1/1000 de secondes darc ? non
observable avec les télescopes optiques actuels ?
doù la conclusion dEinstein sur la
non-observabilité des mirages
47
Types de mirages gravitationnels - 2
Micro et macrolentilles Si lentille galaxie
extérieure (z 0.5) et la source un quasar (z
2)
(en secondes
darc) (macrolentille on peut observer
plusieurs images) Si lentille étoile dans
cette galaxie déflectrice et la source le même
quasar ? ?E 10-6 secondes
darc (microlentille on ne peut observer que
lamplification totale)
48
Types de mirages gravitationnels - 3
Courbes critiques et caustiques Pour rappel,
lamplification est donnée par Les régions
du plan lentille où le déterminant sannule
correspondent à une amplification infinie (pour
une source ponctuelle) ce sont les courbes
critiques Les projections de ces courbes
critiques dans la plan source sont appelées les
caustiques Pour les lentilles à symétrie
circulaire, les courbes critiques sont des
cercles Pour les lentilles ponctuelles, elles
se réduisent à un point Si la source est
étendue, lamplification ne peut pas être infinie
49
Types de mirages gravitationnels - 4
Courbes critiques et caustiques La figure
ci-dessous donne les courbes critiques (à gauche)
et les caustiques (à droite) pour une lentille
elliptique Les lentilles non symétriques (comme
celle-ci) peuvent donner lieu à plus de deux
images Les nombres indiquent les régions du
plan source qui donnent lieu à 1, 3 ou 5 images
Dans les cas à 3 ou 5 images, lune delle est
fortement atténuée ? on nen observe que 2 ou 4
50
Types de mirages gravitationnels - 4
Configurations dimages En fonction de la
distribution de masse dans la source
lalignement source lentille observateur
En peut observer différentes configurations
dimages doubles quadruples arcs
anneau Seules les sources étendues donnent des
arcs ou anneaux
51
Types de mirages gravitationnels - 5
Configurations dimages La partie de droite des
deux figures montre la position de la source
(circulaire) par rapport aux caustiques La
partie de gauche montre la configuration dimages
résultante Source traversant un pli (fold)
Source traversant une corne (cusp)
52
Types de mirages gravitationnels - 6
Anneaux dEinstein Source lentille
observateurs alignés lentille symétrique
SDSS J162746.44-005357.5 (HST)
GL 00384133 (HST)
53
Types de mirages gravitationnels - 7
Mirages quadruples Si léger désalignement ? 4
images presque symétriques
HE04351223 (HST)
H1413117 (HST)
54
Types de mirages gravitationnels - 8
Mirages quadruples Si désalignement plus
important ? 4 images moins symétriques
RXJ09111551 (HST)
WFI20334723 (HST)
55
Types de mirages gravitationnels - 9
Mirages doubles Si désalignement encore plus
important ? 2 images
HE21492745 (HST)
56
Types de mirages gravitationnels - 10
Arcs géants Si lentille amas de galaxies assez
concentré (S gt Scr) ? 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 
Cl224402 (ESO)
57
Types de mirages gravitationnels - 11
Télescope gravitationnel
Exemple Images multiples
amplifiées déformées dune même galaxie
darrière-plan par un amas compact
Cl002441654 (HST)
58
Mirages comme étalons de distance
Les différents trajets optiques ont des
longueurs différentes  ralentissement
gravitationnel  dû au potentiel du déflecteur ?
délai temporel entre la détection dun événement
dans les ? images
Si le quasar varie ? on peut mesurer ce
délai Si la distribution de masse est connue
? on obtient une distance ?d c
?t ? distance cosmologique
59
Mirages comme étalons de distance - 2
Délai temporel Le délai temporel peut être
décomposé en une partie géométrique et une partie
potentielle (gravitationnelle) En 1964,
Refsdal montre que la constante de Hubble peut
être déterminée à partir du délai temporel En
effet, les distances sont reliées à la constante
de Hubble par
où q0 est le paramètre de
décélération
60
Mirages comme étalons de distance - 3
Mesure du délai temporel
Suivi photométrique ? mesure de la magnitude
des différentes images au cours du temps ?
détermination du décalage temporel ?t entre les
courbes de lumière Difficultés - suivi
régulier et précis dimages faibles et serrées -
effet de microlentille
61
Mirages comme étalons de distance - 4
Mirages et constante de Hubble Au départ, les
délais temporels tendaient à donner des valeurs
assez basses de H0
Après de multiples raffinements (?), les
valeurs semblent plus acceptables mais des
dégénérescences dans les modèles restent
embêtantes Principale incertitude
distribution de la matière sombre
Constante de Hubble par délais temporels
62
Lexpansion de lUnivers
1925 Hubble découvre des Céphéides dans la
 nébuleuse  M31 ? prouve que cest une galaxie
extérieure 1929 Hubble découvre que les
galaxies extérieures suffisamment lointaines
séloignent de nous avec une vitesse
proportionnelle à leur distance Loi de Hubble
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) H0 100 h0 km/s/Mpc
Edwin Hubble
63
Lexpansion de lUnivers - 2
La constante  originale  de Hubble Hubble
obtint H0 500 km/s/Mpc, ce qui est trop grand
dun facteur 7 à 8 par rapport à la valeur
moderne En fait, il commettait 2 erreurs - il
confondait 2 types de Céphéides
- pour les galaxies éloignées, il prenait des
régions HII pour des étoiles individuelles ?
sous-estimation des distances ? âge de lUnivers
2 Gyr ? provoquait des doutes sur le modèle de
Big Bang
Diagramme original de Hubble
64
Lexpansion de lUnivers - 3
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 dexperts
Mesures de la constante de Hubble depuis 1920
65
Lexpansion de lUnivers - 4
La constante de Hubble
Il reste une incertitude 15 (traitement des
erreurs systématiques) Toujours 2 camps HST key
project H0 72 km/s/Mpc Sandage-Tammann H0
62 km/s/Mpc
Mesures de la constante de Hubble depuis 1970
66
Lexpansion de lUnivers - 5
Vitesse de récession et mouvements particuliers
Il faut bien distinguer la vitesse dune
galaxie à travers lespace (son mouvement
particulier, donnant lieu à un décalage en ? dû à
leffet Doppler) la vitesse de récession, qui
est due à lexpansion de lUnivers - dans ce
cas, la galaxie est entraînée par lespace
environnant - le décalage spectral nest pas à
proprement parler dû à leffet Doppler mais à un
redshift cosmologique produit par létirement de
la longueur donde de la lumière avec lespace à
travers lequel elle se propage par commodité,
on interprête souvent le redshift en vitesse
comme si la galaxie se déplaçait à travers
lespace (et non avec lui)
67
Lexpansion de lUnivers - 6
La correction k
Correction à appliquer à la magnitude mesurée
à travers un filtre pour un objet dont
le spectre est décalé vers le rouge afin
dobtenir la magnitude dans le référentiel de
lobjet
m
log ?
68
Distances extragalactiques
Introduction Léchelle des distances
Mirages gravitationnels Lexpansion de lUnivers
Fin du chapitre