Mesure des distances 2 : Astronomie Extragalactique

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Mesure des distances 2 Astronomie
Extragalactique

• Échelle de distances
• Indicateurs de distance
• Relations et méthodes utilisées

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Différentes méthodes de mesure de distance

• 0
• parallaxes
• mouvements propres
• vitesses radiales
• 25-50 pc
• Céphéides
• RR Lyrae
• Novae
• les plus brillantes
• 3 Mpc (télescope terrestre)
• 15 Mpc (HST)

• supernovae
• amas globulaires
• nébuleuses planétaires
• régions HII
• 15-20 Mpc
• Tully-Fisher
• Faber-Jackson (Dn-s)
• Surface Brightness Fluctuation
• 100 Mpc
• Loi de Hubble
• 5000 Mpc

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Types destimateurs
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Principe
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Faber-Jackson Dn-s
Céphéides
Pop I
Distr. Amas Globulaires PN
H0
Pop II
RR Lyrae
SBF
SNe Type 1a
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les estimateurs primairesexemple des Céphéides
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Faber-Jackson Dn-s
Céphéides
Pop I
Distr. Amas Globulaires PN
H0
Pop II
RR Lyrae
SBF
SNe Type 1a
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Principe détaillé

• Méthodes utilisées dans lenvironnement solaire
• (d lt 25-50 pc)
• Connaissant la distance dune dans un amas
  proche
• On connaît la magnitude absolue de toutes les
  de lamas
• Si on mesure la magnitude apparente dune de
  même type dans un amas plus lointain
• Module de distance m m M distance

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Présentation

• Étoiles normales de grande masse brève période
  dinstabilité évolution stellaire
• Étoiles post SP
• Dans la bande dinstabilité varient de façon
  régulière
• Céphéides brillantes (plus denses) pulsent plus
  vite

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Céphéidespropriété intéressante
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Céphéidesexemples
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Céphéides exemples
HST M 100
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Céphéidesrelation période-luminosité
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Céphéidesexemple dutilisation

• 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) (265.9) 31.9
• 31.95log(d)-5 d 24 Mpc

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Estimateurs secondaires
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Faber-Jackson Dn-s
Céphéides
Pop I
Distr. Amas Globulaires PN
H0
Pop II
RR Lyrae
SBF
SNe Type 1a
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Premier estimateur Relation Tully-Fisher

• Relation entre la luminosité totale et la vitesse
  maximum de rotation
• Galaxies massives tournent plus rapidement

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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
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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
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Relation Tully-Fisher

• M a (logW -2.5) b
• M (corrected) M(obs) kz Agal Aint
• W(corrected) W(obs) W(sgaz)/sin(i)

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Exemple dutilisation
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Relation Tully-Fisher

• RTF très bon pour les distances relatives
• RTF a besoin dune calibration absolue

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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

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Calibration de la Relation Tully-Fisher
Dispersion moins grande en H quen B
Sakai et al. 2000
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Deuxième estimateur relation de Faber-Jackson
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Faber-Jackson Dn-s
Céphéides
Pop I
Distr. Amas Globulaires PN
H0
Pop II
RR Lyrae
SBF
SNe Type 1a
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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

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Troisième estimateur les amas globulaires
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Faber-Jackson Dn-s
Céphéides
Pop I
Distr. Amas Globulaires PN
H0
Pop II
RR Lyrae
SBF
SNe Type 1a
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Distances Amas Globulaires

• Comme ces objets sont beaucoup plus brillants que
  les individuelles, on peut les observer dans
  les galaxies lointaines
• Lhypothèse de base est que les propriétés de ces
  objets ne varient pas dune galaxie à lautre

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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)

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Distances PNs

• Comparaison pour des galaxies proches avec des
  distances obtenues avec des Céphéides
• Précision 10

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Quatrième estimateur les supernovae
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Faber-Jackson Dn-s
Céphéides
Pop I
Distr. Amas Globulaires PN
H0
Pop II
RR Lyrae
SBF
SNe Type 1a
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Supernovae Type II

• Fin de la vie stellaire (fin du brûlage
  nucléaire)
• lentement NP
• couches externes sont éjectées
• rapidement SN
• lentement (m lt 7 Msol)
  rapidement (m gt 7 Msol)
• nébuleuse planétaire
  supernovae
• 
  
• naines blanches
  
• (m lt 1.4 Msol)
  neutrons trous noirs
• 
  (m 2-3 Msol) (m gt 3 Msol)

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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 lextinction
• Peu de calibrateurs locaux pour le point zéro

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SNe Type Ia
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Illustration
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SNe Type Ia
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Exemple dutilisation
WL 0.7
WM 0.3
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Comparaison des méthodes Distance de Virgo
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Loi de Hubble
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Problème linversion nest pas possible les
galaxies ne sont pas distribuées au hasardOn ne
peut pas utiliser les redshifts pour mesurer les
distances
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Le Groupe Local