Céphéides

Différentes méthodes de
mesure de distance
0
supernovae
amas globulaires
nébuleuses planétaires
régions HII
parallaxes
mouvements propres
vitesses radiales
15-20 Mpc
25-50 pc
Céphéides
RR Lyrae
Novae
les plus brillantes
Tully-Fisher
Faber-Jackson (Dn-s)
Surface Brightness Fluctuation
100 Mpc
Loi de Hubble
3 Mpc (télescope terrestre)
15 Mpc
(HST)
5000 Mpc
Types d’estimateurs
Principe
Pop II
Pop I
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Céphéides
Faber-Jackson
Dn-s
RR Lyrae
Distr. Amas
Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
les estimateurs primaires
exemple des Céphéides
Pop II
Pop I
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Céphéides
Faber-Jackson
Dn-s
RR Lyrae
Distr. Amas
Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Principe détaillé
Méthodes utilisées dans l’environnement solaire
(d < 25-50 pc)
Connaissant la distance d’une * dans un amas proche
On connaît la magnitude absolue de toutes les * de l’amas
Si on mesure la magnitude apparente d’une * de même type
dans un amas plus lointain
Module de distance m = m – M
distance
Présentation
Étoiles normales de
grande masse – brève
période d’instabilité –
évolution stellaire
Étoiles post –SP
Dans la bande
d’instabilité: varient de
façon régulière
Céphéides brillantes
(plus denses) pulsent plus
vite
Céphéides
propriété intéressante
Céphéides
exemples
Céphéides :
exemples
HST: M 100
Céphéides
relation période-luminosité
Céphéides
exemple d’utilisation

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) = (26—5.9) = 31.9
31.9=5log(d)-5 d= 24 Mpc
Estimateurs secondaires
Pop II
Pop I
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Céphéides
Faber-Jackson
Dn-s
RR Lyrae
Distr. Amas
Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Premier estimateur :
Relation Tully-Fisher

Relation entre la luminosité
totale et la vitesse
maximum de rotation

Galaxies massives tournent
plus rapidement
Relation TullyFisher




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 Relation Tully-Fisher
L ~ Vnmax
Relation TullyFisher
 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
Relation TullyFisher
M = a (logW -2.5) + b
M (corrected) = M(obs) – kz –Agal – Aint
W(corrected) = [W(obs) – W(sgaz)]/sin(i)
Exemple d’utilisation
Relation Tully-Fisher
 RTF : très bon pour
les distances relatives
 RTF a besoin d’une
calibration absolue
Calibration de la Relation TullyFisher
 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
Calibration de la
Relation TullyFisher
Dispersion
moins grande
en H qu’en B
Sakai et al. 2000
Deuxième estimateur :
relation de Faber-Jackson
Pop II
Pop I
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Céphéides
Faber-Jackson
Dn-s
RR Lyrae
Distr. Amas
Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Relation Faber-Jackson
L ~ s4



Semblable à la
relation de TullyFisher
Elliptiques supportées
par s au lieu de Vmax
Pas de gaz, donc pas
de problème avec les
naines comme les Irrs
Troisième estimateur : les
amas globulaires
Pop II
Pop I
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Céphéides
Faber-Jackson
Dn-s
RR Lyrae
Distr. Amas
Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Distances Amas Globulaires
 Comme ces objets
sont beaucoup plus
brillants que les *
individuelles, on peut
les observer dans les
galaxies lointaines
 L’hypothèse de base
est que les propriétés
de ces objets ne
varient pas d’une
galaxie à l’autre
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)
Distances PNs
 Comparaison pour
des galaxies
proches avec des
distances obtenues
avec des Céphéides
 Précision ~ 10%
Quatrième estimateur :
les supernovae
Pop II
Pop I
Indicateurs secondaires
Indicateurs primaires
Tully-Fisher
Céphéides
Faber-Jackson
Dn-s
RR Lyrae
Distr. Amas
Globulaires & PN
SBF
SNe Type 1a
H0
Supernovae Type II
Fin de la vie stellaire (fin du brûlage nucléaire)
lentement NP
couches externes sont éjectées
rapidement SN
lentement (m < 7 Msol)
nébuleuse planétaire
+
naines blanches
(m < 1.4 Msol)
rapidement (m > 7 Msol)
supernovae
+
* neutrons
(m = 2-3 Msol)
trous noirs
(m > 3 Msol)
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 l’extinction
Peu de calibrateurs locaux pour le point zéro
SNe Type Ia
Illustration
32
SNe Type Ia
WL ~ 0.7
Exemple d’utilisation
WM ~ 0.3
Comparaison des
méthodes :
Distance de Virgo
Loi de Hubble
Problème : l’inversion n’est pas possible :
les galaxies ne sont pas distribuées au hasard
On ne peut pas utiliser les redshifts pour mesurer
les distances