Cosmologie observationnelle avec des Supernov de

Cosmologie observationnelle avec des Supernov de type Ia
Jean-Christophe Hamilton
P.C.C. - College de France, Paris, France
Resume
Le parametre de deceleration ( 0) est caracteristique de la geometrie de l'Univers. On peut utiliser
des chandelles standard comme les supernovae de type Ia pour le mesurer. Les experiences EROS
II et T55 sont destinees a detecter celles-ci en grand nombre a distance moyenne an de reduire
la dispersion intrinseque de leur luminosite et donc d'ameliorer leur caractere standard. Une telle
calibration est cruciale si l'on veut utiliser des supernovae a grande distance pour determiner 0.
q
q
1. Chandelles standard et Cosmologie
L'Univers est en expansion, c'est a dire que les
galaxies s'eloignent les unes des autres avec une vitesse
proportionnelle a leur distance (via la constante de
Hubble 0). Dans le cadre du modele du Big-Bang [?],
cette expansion est ralentie par l'action gravitationnelle
du contenu de l'Univers, dont on mesure l'eet gr^ace
au parametre de deceleration 0 qui, selon sa valeur
correspond a un Univers ouvert (eternel et inni)
ou ferme (nissant en Big-Crunch) [?]. Dans un
Univers euclidien, la luminosite apparente d'un objet de
luminosite absolue constante (une chandelle standard)
varie comme r12 . En revanche si l'univers n'est pas
plat, sa luminosite apparente depend de la courbure de
l'univers et donc de 0 [?]. Il existe donc une relation
entre la magnitude apparente] et le redshift d'une
chandelle standard qui depend de 0 (gure ??). Il faut
bien s^ur conna^tre precisement la magnitude absolue de
l'objet qui doit ^etre assez lumineux pour ^etre vu a grands
redshifts. Les premieres chandelles standard utilisees
etaient les galaxies les plus brillantes des amas [?],
mais elles ne sont pas assez standard pour que la
methode soit praticable. En revanche, les supernovae
de type Ia paraissent beaucoup plus uniformes [?] et
sont susament lumineuses (elles sont aussi brillantes
qu'une galaxie). Le fait qu'elles ne soient pas de parfaites
chandelles standard induit des erreurs systematiques
sur la mesure de 0. On peut malgre tout reduire
celles-ci en faisant des correlations entre la forme de la
courbe de lumiere et la magnitude au maximum, et ainsi
\standardiser" l'objet supernova de type Ia [?].
H
q
q
q
Fig.
1 - .
Relation magnitude-redshift pour des SNIa
2. Les supernovae de type Ia
Le progeniteur est un systeme binaire constitue
d'une naine blanche+ qui accr^ete de la matiere a
partir de son compagnon. Lorsque sa masse depasse la
masse de Chandrasekhar, la naine blanche s'eondre et
explose. La masse de l'objet qui explose est toujours
la m^eme, ce qui permet d'esperer que le phenomene
soit standard et reproductible. On observe en eet une
grande similitude dans les courbes de lumiere (gure
??) et dans les spectres de ces supernovae. C'est la
magnitude au maximum de luminosite qui presente
une dispersion intrinseque de 0 3 magnitude (environ
q
Contribution aux 6iemes Journees des Jeunes Chercheurs,
Benodet, Decembre 1997
] La magnitude apparente d'un objet est, a une constante
additive pres, m = ?2:5log flux.
:
+ etoile compacte constituee uniquement de matiere degeneree
1
VJohnson
SN1997dl Photometry (Preliminary)
-17.5
-17.75
-18
-18.25
-18.5
-18.75
-19
-19.25
-19.5
345
350
355
360
365
370
375
380
Days since reference image
2 - . Magnitude en fonction du temps tous deux mesur
es
par rapport au maximum pour plusieurs SNIa [?].
Fig.
Fig.
3 - .
Courbe de lumiere (Bande V) de SN1997dl [?]
sur l'image recente en lui soustrayant l'image ancienne.
Outre les supernovae, ces objets peuvent ^etre des
rayons cosmiques que l'on rejette en prenant les images
en double (il ne sont que sur une seule), ou encore
des mauvaises soustractions dues a la variation des
conditions atmospheriques qui modie la forme des
etoiles. Enn, les asterodes qui passent dans le champ
sont rejetes grace a une image de conrmation prise le
lendemain.
30%) [?] que l'on place sur le diagramme de Hubble
(gure ??). Helas, les SNIa sont rares, il n'en explose
que trois par siecle et par galaxie environ [?].
3. La recherche de supernovae
3.1. Les observations
Avec un telescope a grand champ, on peut surveiller
un grand nombre de galaxies par image et ainsi
detecter regulierement des supernovae. Les experiences
EROSII [?] et T55 ont entrepris un programme de
recherche systematique de supernovae.
3.3. Le suivi
Une fois qu'une supernova a ete trouvee, il faut la
suivre spectroscopiquement et photometriquement. Le
spectre donne le redshift et le type de la supernova.
Le suivi photometrique permet de construire sa courbe
de lumiere. La photometrie est une etape tres sensible
puisque la supernova est souvent situee sur une
galaxie plus brillante qu'elle. Il faut donc soustraire
la contribution de la galaxie en tenant compte des
eets atmospheriques evoques plus haut. Une mauvaise
soustraction de la galaxie se repercute directement sur
le ux estime de la supernova, faussant ainsi la courbe
de lumiere. Nous avons obtenu nos premieres courbes de
lumiere en decembre 1997 (gure ??).
EROS II
T55
Diametre
1m
55 cm
Camera
8x2048x2048
1500x1000
1 degre2
Champ
1 degre2
8
Disponibilite
3 a 5%
30%
Nb de SNe par mois
'5
'5
Redshift
0:1 < 0:3
0:01 < z < 0:1
L'experience T55 prendra ses premieres images en
Janvier 1998. EROS II a deja trouve 12 supernovae [?]
dont deux ont explose dans la m^eme galaxie a quelques
semaines d'intervalle.
L'exploitation des correlations entre la forme de
la courbe de lumiere et la magnitude au maximum
n'est possible qu'a petit redshift pour que les courbes
de lumiere soient de bonne qualite. Il est crucial
d'ameliorer ainsi le caractere standard des SNIa puisque
la dispersion intrinseque de la luminosite des supernovae
est ce qui limite le plus la precision de la mesure de 0
a grand redshift [?].
References
[1] P.J.E. Peebles 1993, Principles of Physical Cosmology,
Princeton University Press.
[2] A. Sandage, Physics Today, Fevrier 1970, p. 34.
[3] D. Branch & G.A. Tammann 1992, Ann. Rev. of Astronomy
and Astrophysics, 30, 359.
[4] M.M. Phillips 1993, ApJ, 413, L105.
[5] J.B. Dogget & D. Branch 1985, Astron. J., 90, 2303. Based
on the compilation of Barbon, Ciatti and Rosino (1973).
[6] E. Cappellaro et al. 1997, A&A, 322, 431.
[7] F. Bauer et al. (EROS coll.) 1997, Proceedings of the
\Optical Detectors for Astronomy" workshop, ESO.
[8] I.A.U. Circulars 6605, 6628, 6760, 6762, 6872.
[9] S. Perlmutter et al., Nature, 391 January 1998, 51.
q
3.2. Strategie de recherche
Pour trouver les supernovae, on compare deux
images du m^eme champ prises a quelques semaines
d'intervalle. On detecte les objets qui sont apparus
2