léchelle des distances mirages gravitationnels matière sombre lunivers extragalactique
TRANSCRIPT
• L’échelle des distances
• Mirages gravitationnels
• Matière sombre
L’Univers extragalactique
Mesure des distances :
Un des problèmes les plus difficiles de l’astrophysique moderne !
→ on procède par étapes
des objets les plus proches…
… aux plus lointains
→ échelle des distances cosmologique
Danger :
propagation des erreurs
L’échelle des distances
Georgia O’Keeffe « Ladder to the Moon »
L’unité astronomique
La distance moyenne de la Terre au Soleil peut être déterminée à partir de la distance d’une planète quelconque dans le système solaire
1671 : Première estimation « moderne »
Cassini (depuis Paris) et Richer (depuis la Guyane) mesurent la position de Mars par rapport aux étoiles (↔ une parallaxe)
→ obtiennent 1 UA = 140 millions de km
1815 : Durée du transit de Vénus devant le Soleil
Encke obtient 1 UA = 153 millions de km
Valeur moderne, obtenue par des mesures RADAR
1 UA = 149.5 millions de km
L’échelle des distances - 2
La parallaxe
La distance des étoiles assez proches peut être obtenue par la mesure de sa parallaxe annuelle
Les parallaxes les plus précises ont été mesurées par le satellite Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite) de l’ESA, lancé en 1989
La précision est ~0.001 secondes d’arc
→ les distances des étoiles situées à moins de 100 pc sont connues à ~10% près
Rappel : 1 pc = 206265 UA
= 3.26 AL
L’échelle des distances - 3
Le satellite Hipparcos
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 de la composition chimique de l’étoile
L’échelle des distances - 4
Calibration des Céphéides
vrad
(spectro)
→ ΔR
+ Δθ
(interfé-rométrie)
→ d
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Calibration des Céphéides
δ Cep : parallaxe mesurée par HST
L Car : calibrée par interférométrie
(+ d’autres à venir…)
→ calibration précise de la relation pour une métallicité donnée
L’échelle des distances - 6
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
• Si M > 1.4 M → explosion de l’étoile → Lmax ≈ constante
(plus précisément, elle peut être déterminée à partir de forme de la courbe de lumière)
Incertitudes : – effet de la métallicité – absorption par poussières – filtre(z),…
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Autres indicateurs de distance
• Fonction de luminosité des amas globulaires : on suppose une forme « universelle » pour N(MB)
• Fonction de luminosité des nébuleuses planétaires
• Relation de Tully-Fisher / plan fondamental (relations entre vitesses des étoiles et luminosité de la galaxie)
• Fluctuations de brillance des galaxies elliptiques (« granulosité apparente »)
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La loi de Hubble
1929 : Hubble découvre que les galaxies extérieures suffisamment lointaines s’éloignent de nous avec une vitesse proportionnelle à leur distance :
L’échelle des distances - 9
Edwin 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)
La loi de Hubble
Hubble obtint H0 ≈ 500 km/s/Mpc, ce qui est trop grand d’un facteur 7 à 8 par rapport à la valeur moderne
Diagramme original de Hubble
• Il estimait les distances par les étoiles les plus lumineuses
• Pour les galaxies éloignées, il prenait des amas pour des étoiles individuelles
→ sous-estimation des distances
L’échelle des distances - 10
La constante de Hubble
L’échelle des distances - 11
Mesures de la constante de Hubble depuis 1920
À partir des années 1960, les mesures de la constante de Hubble donnent des valeurs proches de 50 ou 100 km/s/Mpc
→ querelles d’experts
La constante de Hubble
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Mesures de la constante de Hubble depuis 1970
Les mesures les plus récentes donnent généralement des valeurs comprises entre 58 et 72 km/s/Mpc
→ incertitude ~ 20%
Toujours 2 camps :
HST key project / Sandage&Tammann
Mirages gravitationnels
Mirages atmosphériques
Notre cerveau interprète la vision comme si la lumière se déplaçait en ligne droite
Si variation de l’indice de réfraction → rayons lumineux déviés
→ nous « voyons » l’objet dans une autre direction
→ possibilité de plusieurs images – éventuellement • déformées
• inversées
Mirages gravitationnels
Relativité générale → courbure de l’espace-temps → les rayons lumineux sont déviés au voisinage d’une masse importante
→ possibilité de plusieurs images – éventuellement • déformées
• amplifiées
→ mirage gravitationnel par analogie avec mirage atmosphérique
• l’objet qui dévie la lumière est appelé lentille gravitationnelle
• effet prédit par Einstein qui le pensait inobservable car on ne
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connaissait que des étoiles comme candidats lentilles
• prédit par Zwicky dans les années 1930 avec des galaxies lentilles
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 d’une image
Mirages gravitationnels - 3
Les quasars sont de bons candidats car très lumineux
→ observables loin
→ + de chances de trouver une galaxie devant Les 2 images du quasar Q0957+561
Propriétés des mirages gravitationnels
En fonction de : • la distribution de masse dans la source
• l’alignement source – lentille – observateur
Mirages gravitationnels - 4
En peut observer différentes configurations d’images :
• doubles
• quadruples
• arcs
• anneau
Seules les sources étendues donnent des arcs ou anneaux
Quelques mirages gravitationnels
Si source – lentille – observateurs alignés + lentille symétrique
Mirages gravitationnels - 5
→ image en forme d’anneau
= anneau d’Einstein
de rayon angulaire :
dLS = distance (lentille – source)
dOS = distance (observateur – source)
dOL = distance (observateur – lentille) SDSS J162746.44-005357.5 (HST)
OSOL
LSE dd
d
cGM
2
4
Quelques mirages gravitationnels
Si léger désalignement → 4 images presque symétriques
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HE0435–1223 (HST) H1413+117 (HST)
Quelques mirages gravitationnels
Si désalignement plus important → 4 images moins symétriques
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RXJ0911+1551 (HST)WFI2033–4723 (HST)
Quelques mirages gravitationnels
Si désalignement encore plus important → 2 images
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HE2149–2745 (HST)
Arcs géants
Si lentille = amas de galaxies assez concentré
→ masse de la lentille beaucoup plus grande
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→ 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 »Cl2244–02 (ESO)
Télescope gravitationnel
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Cl00244+1654 (HST)
Exemple :
Images
• multiples
• amplifiées
• déformées
d’une même galaxie d’arrière-plan
par un amas compact
Mirages et distances
Les différents trajets optiques ont des longueurs différentes
+ « ralentissement gravitationnel »
→ délai temporel entre la détection d’un événement dans les ≠ images
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Si le quasar varie :
→ on peut mesurer ce délai
Si la distribution de masse est connue :
→ on obtient une distance
Δd = c Δt
→ distance cosmologique
Mirages et constante de Hubble
Les délais temporels tendent à donner des valeurs assez basses de H (en accord avec la valeur de Sandage et Tammann)
Mirages gravitationnels - 12
→ conclusion ?
• soit Sandage et Tammann ont raison contre la majorité
• soit la distribution de masse dans les lentilles n’est pas bien modélisée
Principale incertitude :
distribution de la matière sombre
Constante de Hubble par délais temporels
Dans les régions extérieures :
M(r) ≈ Cte → v ~ r –1/2
Or, dans notre Galaxie et les autres spirales, on mesure v ~ Cte dans les régions extérieures
→ on suppose que la masse continue à augmenter bien qu’on ne voie rien
Matière sombre
Courbes de rotation des galaxies spirales
Supposons des orbites circulaires dans le disque
où M(r) = masse totale à l’intérieur de l’orbite
2
2 )( r
rMmGrvm
Halo de matière sombre
→ on suppose qu’il existe un halo sphérique de matière invisible
Courbe de rotation :
Conservation de la masse :
→ dans les régions extérieures :
Pour éviter le singularité centrale, on suppose :
(doit être tronqué à grande distance pour éviter une masse infinie)
Matière sombre - 2
Gv
drdM
vG
rvrM
2te
2
C ;
)(
)( π4 2 rrdr
dM
2
2
G π4)(
rv
r
20
1)(
arr
Halo de matière sombre
Il existe d’autres formes « théoriques » pour la distribution de matière sombre
À partir de simulations numériques, Navarro, Frank et White (1996) obtiennent une relation du type :
Matière sombre - 3
20
NFW1
)(arar
r
On estime que la matière sombre constitue 80 à 95% de la masse de notre Galaxie
… et des valeurs similaires pour les autres galaxies spirales
Matière sombre dans les amas
1933 : Zwicky mesure les vitesses des galaxies dans l’amas de Coma
Matière sombre - 4
Il obtient une dispersion σ(vrad) = 977 km/s
Avec de telles vitesses, pour que les galaxies soient liées gravitationnellement dans l’amas, il faut Mtot ~ 3 1015 M
C’est de très loin supérieur à la masse visible : Mvis ~ 1013 M
Les halos de matière sombre des galaxies de l’amas ne suffisent pas
→ il doit exister de la matière additionnelle, répartie entre les galaxies Fritz Zwicky
Gaz chaud dans les amas
Observations en rayons X
Matière sombre - 5
→ découverte de gaz très chaud (~ 108 K) dans les amas
Mgaz (Coma) ~ 3 1013 M
→ ce gaz chaud + les étoiles « orphelines » ne suffisent pas à expliquer la masse totale
→ matière sombre aussi dans les amas
Images Chandra et HST de deux amas
Détection de la matière sombre (galaxies)
Mirages gravitationnels de quasars avec une galaxie lentille :
Matière sombre - 6
Déviation des rayons lumineux : sensible à la masse totale (lumineuse + sombre), quelle que soit sa nature
Si H0 est connu :
→ le délai temporel donne des contraintes sur la distribution de masse
→ sur la distribution de matière sombre dans la lentille aux distances angulaires sondées par les rayons lumineux
Image radio d’un mirage (Merlin)
Détection de la matière sombre (amas)
Mirages gravitationnels de galaxies avec amas :
Pas de mesure du délai temporel (sources non variables) mais les nombreux arcs permettent de reconstruire la distribution de masse
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Image de deux amas en collision
en lumière visible (HST) + rayons X (rose, choc) + matière sombre (bleu)
Séparation du gaz chaud et de la distribution de masse totale
→ évidence en faveur de l’existence de la matière sombre ?
L’Univers extragalactique
• L’échelle des distances
• Mirages gravitationnels
• Matière sombre
Fin du chapitre…