chap12

L’Univers extragalactique
• L’échelle des distances
• Mirages gravitationnels
• Matière sombre
L’échelle des distances
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
Georgia O’Keeffe
« Ladder to the Moon »
L’échelle des distances - 2
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 - 3
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
Le satellite Hipparcos
L’échelle 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 de la composition chimique
de l’étoile
L’échelle des distances - 5
Calibration des Céphéides
vrad
(spectro)
→ ΔR
+ Δθ
(interférométrie)
→d
L’échelle des distances - 6
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 - 7
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),…
L’échelle des distances - 8
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 »)
L’échelle des distances - 9
La loi de Hubble
1929 : Hubble découvre que les galaxies extérieures suffisamment
lointaines s’éloignent de nous avec une vitesse proportionnelle à leur
distance :
v  H0 d
• d : mesuré par étalons de distance
• v : mesuré par effet Doppler :

v
z 


c
• z = redshift (décalage vers le rouge)
• H0 = constante de Hubble (en km/s/Mpc)
Edwin Hubble
L’échelle des distances - 10
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
• 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
Diagramme original de Hubble
L’échelle des distances - 11
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
d’experts
Mesures de la constante de Hubble depuis 1920
L’échelle des distances - 12
La constante de Hubble
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
Mesures de la constante de Hubble depuis 1970
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 - 2
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
connaissait que des étoiles comme
candidats lentilles
• prédit par Zwicky dans les années
1930 avec des galaxies lentilles
Mirages gravitationnels - 3
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
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
Mirages gravitationnels - 4
Propriétés des mirages gravitationnels
En fonction de :
• la distribution de masse dans la source
• l’alignement source – lentille – observateur
En peut observer différentes
configurations d’images :
• doubles
• quadruples
• arcs
• anneau
Seules les sources étendues donnent
des arcs ou anneaux
Mirages gravitationnels - 5
Quelques mirages gravitationnels
Si source – lentille – observateurs alignés + lentille symétrique
→ image en forme d’anneau
= anneau d’Einstein
de rayon angulaire :
E 
4GM d LS
c 2 d OL d OS
dLS = distance (lentille – source)
dOS = distance (observateur – source)
dOL = distance (observateur – lentille)
SDSS J162746.44-005357.5 (HST)
Mirages gravitationnels - 6
Quelques mirages gravitationnels
Si léger désalignement → 4 images presque symétriques
HE0435–1223 (HST)
H1413+117 (HST)
Mirages gravitationnels - 7
Quelques mirages gravitationnels
Si désalignement plus important → 4 images moins symétriques
WFI2033–4723 (HST)
RXJ0911+1551 (HST)
Mirages gravitationnels - 8
Quelques mirages gravitationnels
Si désalignement encore plus important → 2 images
HE2149–2745 (HST)
Mirages gravitationnels - 9
Arcs géants
Si lentille = amas de galaxies assez concentré
→ 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 »
Cl2244–02 (ESO)
Mirages gravitationnels - 10
Télescope gravitationnel
Exemple :
Images
• multiples
• amplifiées
• déformées
d’une même galaxie
d’arrière-plan
par un amas compact
Cl00244+1654 (HST)
Mirages gravitationnels - 11
Mirages et distances
Les différents trajets optiques ont des longueurs différentes
+ « ralentissement gravitationnel »
→ délai temporel entre la détection d’un événement dans les ≠ images
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 gravitationnels - 12
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)
→ 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
Matière sombre
Courbes de rotation des galaxies spirales
Supposons des orbites circulaires dans le disque
m v2
G m M (r )


r
r2
où M(r) = masse totale à l’intérieur de l’orbite
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 - 2
Halo de matière sombre
→ on suppose qu’il existe un halo sphérique de matière invisible
Courbe de rotation :
v2 r
M (r ) 
; v  C te 
G
Conservation de la masse :
dM
v2

dr
G
dM
 4 π r 2  (r )
dr
→ dans les régions extérieures :
v2
 (r ) 
4 π G r2
Pour éviter le singularité centrale, on suppose :  (r ) 
0
1  r a 
(doit être tronqué à grande distance pour éviter une masse infinie)
2
Matière sombre - 3
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 :
 NFW (r ) 
0
r a 1  r a 2
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 - 4
Matière sombre dans les amas
1933 : Zwicky mesure les vitesses des galaxies dans l’amas de Coma
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
Matière sombre - 5
Gaz chaud dans les amas
Observations en rayons X
→ 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
Matière sombre - 6
Détection de la matière sombre (galaxies)
Mirages gravitationnels de quasars avec une galaxie lentille :
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)
Matière sombre - 7
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
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…