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Soutenance de thèse 28 septembre 2005. Détermination des paramètres cosmologiques à l’aide des supernovæ de type Ia à grands décalages vers le rouge. Delphine GUIDE. Directeur de thèse: P. ASTIER. Sommaire. Cosmologie et Supernovæ de type Ia Le projet SNLS - PowerPoint PPT Presentation
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28/09/0528/09/05 11
Soutenance de thèse28 septembre 2005
Détermination des paramètres cosmologiques à l’aide des supernovæ de
type Ia à grands décalages vers le rouge
Delphine GUIDE
Directeur de thèse: P. ASTIER
28/09/0528/09/05 22
SommaireSommaire
o Cosmologie et Supernovæ de type IaCosmologie et Supernovæ de type Iao Le projet SNLSLe projet SNLSo Courbes de lumière : production et Courbes de lumière : production et
ajustementajustemento Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie
28/09/0528/09/05 33
Cosmologie et supernovCosmologie et supernovæ æ
de type Iade type Ia cadre cosmologique, comment déterminer les paramètres cadre cosmologique, comment déterminer les paramètres
cosmologiques, utilisation des sne Iacosmologiques, utilisation des sne Ia
o Le projet SNLSLe projet SNLSo Courbes de lumière : production et ajustementCourbes de lumière : production et ajustemento Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie
28/09/0528/09/05 44
Cadre cosmologiqueCadre cosmologique
Principe cosmologique : Univers Principe cosmologique : Univers homogènehomogène et et isotropeisotrope Métrique de Friedmann-Robertson-Walker :Métrique de Friedmann-Robertson-Walker :
avec avec R(t)R(t) le facteur d’échelle et le facteur d’échelle et k = -1 k = -1 (ouvert)(ouvert), 0 , 0 (plat)(plat), 1 , 1
(fermé)(fermé) Équation de Friedmann :Équation de Friedmann :
Paramètres cosmologiquesParamètres cosmologiques : :
))(sin(
1)( 2222
2
2222 ddr
kr
drtRdtds
22
2
3
8
R
G
R
k
R
RM
22HR
kk
Mk1
contencontenuu
géométrgéométrieie RRH /
MM H
G 23
8
23H
(constante de Hubble)(constante de Hubble)
28/09/0528/09/05 55
Les observablesLes observables
On mesure le On mesure le décalage spectraldécalage spectral
vers le rouge (z)vers le rouge (z) et le et le flux (f) flux (f) ::
émis
obsz
1 24 Ld
Lf
Distance de luminosité :Distance de luminosité :
),,(),,,(0
0 MLML zDH
cHzd
Observation de Observation de
chandelles standardchandelles standard (luminosité (luminosité L reproductible) à différents zL reproductible) à différents z
SupernovSupernovæ de type Iaæ de type Ia
28/09/0528/09/05 66
Les supernovLes supernovæ de type Iaæ de type Ia
Explosion thermonucléaire d’une naine Explosion thermonucléaire d’une naine blanche (C+O) accrétant de la matière de blanche (C+O) accrétant de la matière de son compagnon jusqu’à atteindreson compagnon jusqu’à atteindre
où elle exploseoù elle explose
chandelles quasi standardchandelles quasi standard
SoleilCh MM 4.1
Objets très brillants, Objets très brillants, luminosité comparable à la luminosité comparable à la galaxie hôtegalaxie hôte
Observables à de grandes Observables à de grandes
distances (grands z)distances (grands z) Objets Objets variablesvariables
~ 30 j~ 30 j
28/09/0528/09/05 77
Les sne Ia : chandelles quasi Les sne Ia : chandelles quasi standardstandard
Objets assez homogènesObjets assez homogènes Mais grande dispersion Mais grande dispersion
au maximum -> au maximum -> peut peut être réduiteêtre réduite
Corrélations Corrélations photométriques observéesphotométriques observées ::
- luminosité au max / taux luminosité au max / taux de déclinde déclin
- luminosité au max / luminosité au max / couleurcouleur -> relations de « standardisation »-> relations de « standardisation »
Les sne Ia sont parmi les meilleurs indicateurs de distance à ce jourLes sne Ia sont parmi les meilleurs indicateurs de distance à ce jour
PhasPhasee
mag B
mag B mag 4.0
28/09/0528/09/05 88
SNe Ia et cosmologieSNe Ia et cosmologie
Le diagramme de HubbleLe diagramme de Hubble
Décalage vers le rouge zDécalage vers le rouge z
)),
,(
log(
ML
zD
Riess et al. 2004Riess et al. 2004
Univers plat Univers plat ::
05.003.029.0
M
0: univers en expansion accélérée: univers en expansion accélérée
28/09/0528/09/05 99
Concordance des résultatsConcordance des résultats
Énergie noire de nature à déterminerÉnergie noire de nature à déterminer
via son équation d’état w=p/via son équation d’état w=p/ρρ
Constante cosmologique non Constante cosmologique non nullenulle
13.019.002.1
w (CMB+LSS)(CMB+LSS)
Riess et al. 2004Riess et al. 2004
28/09/0528/09/05 1010
Le projet SNLSLe projet SNLS
((SuperNova Legacy SurveySuperNova Legacy Survey) ) objectifs, instruments utilisés, objectifs, instruments utilisés,
stratégie d’observationstratégie d’observation
o Courbes de lumière : production et ajustementCourbes de lumière : production et ajustemento Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie
28/09/0528/09/05 1111
Les objectifsLes objectifs
Projet prévu pour 5 ans, débuté au printemps 2003Projet prévu pour 5 ans, débuté au printemps 2003 Récolter plusieurs centaines de sne Ia, jusqu’à z~1Récolter plusieurs centaines de sne Ia, jusqu’à z~1 Détection avant le maximumDétection avant le maximum Bon échantillonnage des courbesBon échantillonnage des courbes de lumièrede lumière Observations dans 4 bandes Observations dans 4 bandes spectrales : g’, r’, i’, z’ spectrales : g’, r’, i’, z’ (486-882 nm)(486-882 nm)
Mesures de et Mesures de et Précision Précision meilleure que 10 %meilleure que 10 % sur w (avec contraintes sur w (avec contraintes
extérieures sur ) extérieures sur ) Mesure du taux de sne Ia distantesMesure du taux de sne Ia distantes Compréhension de la physique des progéniteursCompréhension de la physique des progéniteurs Étude sur l’environnement des sne IaÉtude sur l’environnement des sne Ia
M
M
28/09/0528/09/05 1212
Les instruments Les instruments
Le télescopeLe télescope : :
CFHT, situé au sommet du CFHT, situé au sommet du Mauna Kea, à HawaïMauna Kea, à Hawaï
3.6 mètres de 3.6 mètres de ØØ
La caméraLa caméra : :
MegaCamMegaCam
Mosaïque de 36 CCDsMosaïque de 36 CCDs
340 Mégapixels340 Mégapixels
Champ de 1 degré x 1 degré Champ de 1 degré x 1 degré
Bon échantillonnage :Bon échantillonnage :
étoile résolue à 0.6 sec. d’arc (~3 étoile résolue à 0.6 sec. d’arc (~3 pixels)pixels)
28/09/0528/09/05 1313
Stratégie d’observationStratégie d’observation Taille des champs (1 degré carré) : « Taille des champs (1 degré carré) : « multiplexage multiplexage »» plusieurs candidats sur 1 imageplusieurs candidats sur 1 image
Nouvelle méthode : Nouvelle méthode : recherche glissanterecherche glissante (« (« rolling search »rolling search ») ) observations répétées (3-4 jours) des mêmes champs (4) dans observations répétées (3-4 jours) des mêmes champs (4) dans plusieurs filtres (4), à l’aide d’un seul instrumentplusieurs filtres (4), à l’aide d’un seul instrument
découverte et suivi des sne simultanémentdécouverte et suivi des sne simultanément
~ 300 h/an, ~ 25 % du temps noir~ 300 h/an, ~ 25 % du temps noir
28/09/0528/09/05 1414
Découverte d’une supernovaDécouverte d’une supernova Aligner géométriquement et photométriquementAligner géométriquement et photométriquement Homogénéiser les qualités d’imageHomogénéiser les qualités d’image
Élimination des artefactsÉlimination des artefacts
(cosmiques, satellites, …)(cosmiques, satellites, …) Candidat dans une base de Candidat dans une base de
données données Construction des CL en ligneConstruction des CL en ligne Inspection visuelleInspection visuelle Observation spectroscopiqueObservation spectroscopique
Image de rechercheImage de recherche Image Image soustraitesoustraite
Image de référenceImage de référence
Coïncidences entre époques, Coïncidences entre époques,
dans les ≠ bandesdans les ≠ bandes
28/09/0528/09/05 1515
Observations spectroscopiquesObservations spectroscopiques
Identification des candidatsIdentification des candidats Détermination du décalage vers le rougeDétermination du décalage vers le rouge (z)(z)
Télescopes de 8-10 mètres de Télescopes de 8-10 mètres de ØØ
VLT (Chili)VLT (Chili)
60 h/semestre60 h/semestre
Gemini (Hawaï)Gemini (Hawaï)
60 h/semestre60 h/semestreKeck (Hawaï)Keck (Hawaï)
3 nuits/an3 nuits/an
28/09/0528/09/05 1616
Exemple de spectreExemple de spectre
Instrument : Gemini (GMOS)Instrument : Gemini (GMOS)
Temps d’exposition : 2400sTemps d’exposition : 2400s
GalaxieGalaxie
soustraitesoustraite
28/09/0528/09/05 1717
Détermination des paramètres Détermination des paramètres cosmologiquescosmologiques
Courbes de lumière : Courbes de lumière :
production et ajustementproduction et ajustement photométrie différentielle des sne, calibration, photométrie différentielle des sne, calibration,
modèle de CL, ajustementmodèle de CL, ajustement
o Résultats de cosmologieRésultats de cosmologie
28/09/0528/09/05 1818
Mesurer les flux de la supernova dans une bande spectrale donnéeMesurer les flux de la supernova dans une bande spectrale donnée
Alignement géométriqueAlignement géométrique des images contenant la sn des images contenant la sn Alignement des profilsAlignement des profils des étoiles (PSF) des étoiles (PSF)
Modèle de l’intensité I dans le pixel (i,j), pour l’image k :Modèle de l’intensité I dans le pixel (i,j), pour l’image k :
Photométrie différentiellePhotométrie différentielle
Alignement simultané sur toutes les images contenant la snAlignement simultané sur toutes les images contenant la sn
image de meilleure qualitéimage de meilleure qualité
kkrefji
refji
kkji bKGalxPSFfI ))(( ,,,
flux de la snflux de la sn position position
de la snde la sncomposantecomposante
galactiquegalactiquefond du cielfond du ciel
krefk KPSFPSF
contient rapport contient rapport photométriquephotométrique
Approximation: Ignorer les corrélations positives entre pixels Approximation: Ignorer les corrélations positives entre pixels voisins (rééchantillonnage)voisins (rééchantillonnage)
-> incertitudes sur les paramètres sous estimées-> incertitudes sur les paramètres sous estimées
28/09/0528/09/05 1919
Flux par nuit de la supernovaFlux par nuit de la supernova Estimation du flux de la sn sur chaque pose individuelleEstimation du flux de la sn sur chaque pose individuelle Flux par nuit : Flux par nuit : moyenne des flux par posemoyenne des flux par pose
(prise en compte des covariances entre les poses)(prise en compte des covariances entre les poses)
r’ :r’ :
i’ :i’ :
flux par poseflux par pose flux par nuitflux par nuit
28/09/0528/09/05 2020
Étoile standard : Étoile standard : magnitude magnitude connueconnue
Deux étapesDeux étapes : :1.1. Attribuer une magnitude aux étoiles de champ à partir des Attribuer une magnitude aux étoiles de champ à partir des
étoiles standardétoiles standard2.2. Attribuer une magnitude à la supernova à partir des Attribuer une magnitude à la supernova à partir des
étoiles de champétoiles de champ
Calibration photométriqueCalibration photométrique
)log(5.22
121 f
fmm
Cosmologie : Cosmologie : comparaison des fluxcomparaison des flux de sne proches et de sne proches et lointaineslointaines
Pb : les proches ne sont plus observéesPb : les proches ne sont plus observées-> intermédiaire d’étoiles-> intermédiaire d’étoiles : :
1SNf2SNf
2
1 *
* SN
st
st
SN
f
f
f
f
f
f
étoile standardétoile standardétoile de champétoile de champ
ZPff
fm
ref
log5.2log5.2 ZP : point zéroZP : point zéro
28/09/0528/09/05 2121
PrincipePrincipe
mm connueconnue
ff mesuré mesuré
Éq. de couleur Landolt/MegaCamÉq. de couleur Landolt/MegaCam
Détermination de Détermination de ZPZP (MegaCam) (MegaCam)
Obs. d’étoiles standard (Landolt)Obs. d’étoiles standard (Landolt)
ZPZP
Obs. d’étoiles de champObs. d’étoiles de champ
ZP ZP (MegaCam) connu(MegaCam) connu
ff mesuré mesuré
Détermination de Détermination de m m (MegaCam)(MegaCam)
Mêmes conditions d’obs. (temps d’intégration, masse d’air, …)Mêmes conditions d’obs. (temps d’intégration, masse d’air, …)
Même photométrie (d’ouverture)Même photométrie (d’ouverture)
m (MegaCam)m (MegaCam)
Catalogue d’étoiles calibréesCatalogue d’étoiles calibrées
mm (MegaCam) connue (MegaCam) connue
f f mesuré (photom. diff.)mesuré (photom. diff.)
Détermination de Détermination de ZPZP
snmm*
snf
f*log5.2
SupernovaSupernova
ZPZP connu connu
f f mesuré (photom. diff.)mesuré (photom. diff.)
Détermination de Détermination de mm (MegaCam) (MegaCam)
28/09/0528/09/05 2222
Terme de couleur Landolt/MegaCamTerme de couleur Landolt/MegaCam
Diagramme couleur-couleur, on compare :Diagramme couleur-couleur, on compare :- magnitudes magnitudes observées observées - magnitudes magnitudes synthétiquessynthétiques (standard spectrophotométriques (standard spectrophotométriques
+ transmission des filtres effectifs MegaCam)+ transmission des filtres effectifs MegaCam)
-> Bonne connaissance des transmissions des filtres effectifs MegaCam-> Bonne connaissance des transmissions des filtres effectifs MegaCam
28/09/0528/09/05 2323
Filtres effectifs de MegaCamFiltres effectifs de MegaCam Tiennent compte de :Tiennent compte de :- la transmission du filtre d’observation la transmission du filtre d’observation - la transmission du système optiquela transmission du système optique- la réflectivité du miroirla réflectivité du miroir- l’efficacité quantique (QE) des CCDsl’efficacité quantique (QE) des CCDs- transmission de l’atmosphèretransmission de l’atmosphère
Chute de QE -> mauvaise sensibilité en z’ Chute de QE -> mauvaise sensibilité en z’
28/09/0528/09/05 2424
Résidus de la calibrationRésidus de la calibration
Pour chaque étoile de champ calibrée : écart à la magnitude Pour chaque étoile de champ calibrée : écart à la magnitude moyenne moyenne
Dispersion : Dispersion :
g’, r’, i’ : ≤ 0.01 g’, r’, i’ : ≤ 0.01 magmag
z’ : ~ 0.016 mag z’ : ~ 0.016 mag
28/09/0528/09/05 2525
Construction d’un modèle de Construction d’un modèle de courbe de lumièrecourbe de lumière
Estimer le flux de la supernova dans Estimer le flux de la supernova dans son référentiel, dans plusieurs son référentiel, dans plusieurs bandes spectralesbandes spectrales
Modéliser les relations observées :Modéliser les relations observées :
forme de la CL/facteur d’étirement forme de la CL/facteur d’étirement (s), couleur/s(s), couleur/s « stretch factor »« stretch factor »
Utilisation de :Utilisation de :
- un - un patron de patron de spectresspectres (sn (sn moyenne, s=1)moyenne, s=1)
- - filtres effectifsfiltres effectifs
28/09/0528/09/05 2626
Observations dans plusieurs Observations dans plusieurs bandes spectralesbandes spectrales
Effet du décalage spectral :Effet du décalage spectral :
Observations à de plus grands zObservations à de plus grands z Estimation du flux de la sn dans son référentiel, par Estimation du flux de la sn dans son référentiel, par
interpolationinterpolation Mesurer la couleur de la snMesurer la couleur de la snRemarques : Remarques :
- Utilisation des données dans la bande U du ref. de la snUtilisation des données dans la bande U du ref. de la sn- Observations dans la bande z’ (faible rapport S/B)Observations dans la bande z’ (faible rapport S/B)
z = 1z = 1z = 0z = 0
28/09/0528/09/05 2727
Le modèle de fluxLe modèle de flux
),,,(4.0
00 10))1((),()1(cols
ssn
T
zThcs
dzff
Avec Avec :: : facteur global d’intensité: facteur global d’intensité
: patron de spectres: patron de spectres
: phase (origine au max en B): phase (origine au max en B)
: transmission du filtre: transmission du filtre
: facteur d’étirement (« : facteur d’étirement (« stretch factorstretch factor ») »)
: paramètre de couleur: paramètre de couleur
0f
0)1/()( max ztt
s057.0)( max VBcol
)(T
Modéliser les dépendances : forme de la CL/s et col/sModéliser les dépendances : forme de la CL/s et col/s
))1((),,,()1( 00 zT
hccolsdzff sn
Problème : difficulté de construire Problème : difficulté de construire avec les données publiques actuelles avec les données publiques actuelles
),,,(0 cols
T),,,/( colss
: longueur d’onde centrale du filtre T: longueur d’onde centrale du filtre T
: fonction de correction, varie lentement : fonction de correction, varie lentement
28/09/0528/09/05 2828
Fonction de correctionFonction de correction
On choisit de décomposer en 2 polynômes :On choisit de décomposer en 2 polynômes :
),(),,(),,,( colss
colss cols
Corrections associées à s :Corrections associées à s :
modifie la forme de la CL, modifie la forme de la CL,
contient corrélations s/contient corrélations s/colcol
(sauf B-V au max)(sauf B-V au max)
Correction de couleurCorrection de couleur
Détermination des coefficients :Détermination des coefficients :
entraînement du modèle sur un entraînement du modèle sur un
lot de 34 sne procheslot de 34 sne proches
col col = 0.1= 0.1; E(B-V) = 0.1; E(B-V) = 0.1
28/09/0528/09/05 2929
Patrons de courbes de lumière Patrons de courbes de lumière Courbes de lumière en UBVR (Courbes de lumière en UBVR (colcol = 0) = 0)
28/09/0528/09/05 3030
Ajustement : exemples Ajustement : exemples
Modèle décrit les CL, du U au R (ref. de la sn)Modèle décrit les CL, du U au R (ref. de la sn) Ajustement simultané dans plusieurs bandesAjustement simultané dans plusieurs bandes
SN 03D4ag @ z=0.285SN 03D4ag @ z=0.285 SN 03D4cz @ z=0.695SN 03D4cz @ z=0.695
On extrait pour la cosmologie On extrait pour la cosmologie colstf ,,, max0
28/09/0528/09/05 3131
Détermination des paramètres Détermination des paramètres cosmologiquescosmologiques
Résultats de cosmologieRésultats de cosmologieestimateur de distance, diagramme de Hubble, estimateur de distance, diagramme de Hubble,
erreurs systématiques, résultatserreurs systématiques, résultats
3232
Lots de supernovLots de supernovææ Lot de sne Lot de sne prochesproches : :
- issues de la littérature- issues de la littérature
- z > 0.015- z > 0.015
- 1- 1erer point de photométrie au plus tard 5 jours après le max. point de photométrie au plus tard 5 jours après le max.
-> 44 sne Ia mesurées en B et V (17 en U)-> 44 sne Ia mesurées en B et V (17 en U) Lot de sne de Lot de sne de SNLSSNLS : :
- observées dans au moins 2 bandes (couleur)- observées dans au moins 2 bandes (couleur)
- observations avant et après le max. de luminosité (s, date du max.)- observations avant et après le max. de luminosité (s, date du max.)
-> 75 sne Ia-> 75 sne Ia01.1016.0 z
prochesproches lointaineslointaines
28/09/0528/09/05 3333
Absorption par les poussières Absorption par les poussières interstellairesinterstellaires
Flux émis par la sn est absorbé par les poussières le long Flux émis par la sn est absorbé par les poussières le long de la ligne de viséede la ligne de visée
Loi d’absorption :Loi d’absorption :
int)()(4.010 ff VBEf
obs
)(f : Cardelli et al. 1989: Cardelli et al. 1989
E(B-V) = 0.05E(B-V) = 0.05
E(B-V)E(B-V) : excès de couleur : excès de couleur
(connu pour notre Galaxie,(connu pour notre Galaxie,
cartes de Schlegel)cartes de Schlegel)
Absorption plus importante pour les petites longueurs d’ondeAbsorption plus importante pour les petites longueurs d’onde
-> la supernova apparaît rougie-> la supernova apparaît rougie
28/09/0528/09/05 3434
Extinction par la galaxie hôteExtinction par la galaxie hôte
Observation d’une relation entre luminosité au max et couleur :Observation d’une relation entre luminosité au max et couleur :
plus une supernova est brillante plus elle est bleueplus une supernova est brillante plus elle est bleue Si effet de rougissement dû aux poussières de la galaxie hôte :Si effet de rougissement dû aux poussières de la galaxie hôte :
mag. au max en B ~ couleurmag. au max en B ~ couleurBR
1.4)(
VBE
AR B
B
-> ce n’est pas ce que l’on observe-> ce n’est pas ce que l’on observe
Effet additionnel (Effet additionnel (dominantdominant) de couleur intrinsèque de la sn) de couleur intrinsèque de la sn Supernovæ famille à deux paramètres : s, Supernovæ famille à deux paramètres : s, colcol colcol = rougissement + couleur intrinsèque (dépendant ou = rougissement + couleur intrinsèque (dépendant ou
non de s)non de s)
valeur moyenne pour le valeur moyenne pour le
milieu interstellaire diffusmilieu interstellaire diffus
(estimé localement)(estimé localement)
Estimateur de distance (linéaire) indépendant Estimateur de distance (linéaire) indépendant de l’interprétation des variations de couleurde l’interprétation des variations de couleur
28/09/0528/09/05 3535
Modèles de poussières grisesModèles de poussières grises
Simulent effet d’une constante cosmologiqueSimulent effet d’une constante cosmologique
Poussières grisesPoussières grises : : - taille relativement importante taille relativement importante
(~ 0.1 (~ 0.1 μμm)m)- affectent toutes les longueurs affectent toutes les longueurs
d’onde de manière équivalente d’onde de manière équivalente
((peu de rougissementpeu de rougissement))- si répartition uniforme : si répartition uniforme :
sne lointaines apparaissent plus sne lointaines apparaissent plus
faibles que dans un univers videfaibles que dans un univers vide
-> discrimination possible à grands -> discrimination possible à grands zz
7.0 ,3.0 M
0 ,3.0 M
0 ,1 M
grisesPoussières ,1 M 0 ,0 M
Poussières grises réapprovisionnéesPoussières grises réapprovisionnées (« (« replenishing gray dustreplenishing gray dust ») »)
par les éjections de matière venant de la snpar les éjections de matière venant de la sn
28/09/0528/09/05 3636
Derniers résultatsDerniers résultats
Poussières grises : Poussières grises : excluexclu
Poussières grises réapprovisionnées : Poussières grises réapprovisionnées : non distinguablenon distinguable de de , mais modèle , mais modèle plus compliquéplus compliqué
0
Riess et al. 2004Riess et al. 2004
QUASARS ….QUASARS ….
28/09/0528/09/05 3737
Estimateur de distanceEstimateur de distance
Module de distance :Module de distance :
wM ,,
Estimateur du module de distance :Estimateur du module de distance :
colsMmBB )1(*
*Bm: magnitude au max. de luminosité en B, dans le ref. de la sn: magnitude au max. de luminosité en B, dans le ref. de la sn
: facteur d’étirement : facteur d’étirement
: paramètre de couleur: paramètre de couleur
scol
),(log5pc10
log5pc10
),,(log5)(
0
0 zDH
cM
zHdMzm L
L
),(log516.43)()( zDMzmz L
Magnitude Magnitude absolueabsolue : :
mag. apparente d’un objet situé à 10 mag. apparente d’un objet situé à 10 pcpc
28/09/0528/09/05 3838
Ajustement du diagramme de HubbleAjustement du diagramme de Hubble
sni i
iLiiiB zDMcolsm2
2*2 )),(log516.43)1((
Minimisation de : Minimisation de :
contient : contient :
- erreurs dues au mouvement propre (objets à faibles z)- erreurs dues au mouvement propre (objets à faibles z)
- covariances entre flux au max, s et - covariances entre flux au max, s et colcol
- dispersion intrinsèque- dispersion intrinsèque
2i
AttentionAttention : interviennent dans le calcul de l’erreur : interviennent dans le calcul de l’erreur et
28/09/0528/09/05 3939
Diagramme de HubbleDiagramme de Hubble
colsmz BB )15.057.1()1)(14.052.1(03.031.19)( *
couleur = rougissement dû à la galaxie hôte + couleur intrinsèque de la sncouleur = rougissement dû à la galaxie hôte + couleur intrinsèque de la sn
Valeur de Valeur de ββ (< 4.1) : (< 4.1) :
28/09/0528/09/05 4040
RelationsRelations
corrigée de s mais pas de corrigée de s mais pas de colcol
Plus une supernova est Plus une supernova est brillantebrillante, plus :, plus :
«« brighter/slower brighter/slower » »elle elle décroît lentementdécroît lentement (s ) (s )
« « brighter/bluerbrighter/bluer » »elle est elle est bleuebleue
Remarque : pas de différence significative entre les 2 lotsRemarque : pas de différence significative entre les 2 lots
Magnitude dans le référentiel de la supernovaMagnitude dans le référentiel de la supernova
corrigée de corrigée de colcol mais pas de mais pas de ss
28/09/0528/09/05 4141
Compatibilité des couleursCompatibilité des couleursEstimation des distances identique en utilisant (U,B) ou (B,V) ?Estimation des distances identique en utilisant (U,B) ou (B,V) ?
BVUmesU
mesBV UUU 3
Modèle de CL décrit bien les Modèle de CL décrit bien les relations entre les couleurs des sne relations entre les couleurs des sne
Estimation des distances Estimation des distances comparable pour les 2 paires de comparable pour les 2 paires de bandes spectralesbandes spectrales
Ex : pour les prochesEx : pour les proches
Sne mesurées dans 3 bandes spectralesSne mesurées dans 3 bandes spectrales Comparaison du U attendu après ajustement dans 2 paires de bandesComparaison du U attendu après ajustement dans 2 paires de bandes
28/09/0528/09/05 4242
Contours de confianceContours de confiance Marginalisation surMarginalisation sur ,,M
Mesures sur le pic Mesures sur le pic acoustique baryonique acoustique baryonique (PAB) dans le cadre du (PAB) dans le cadre du SDSSSDSS
Eisenstein et al. (2005)Eisenstein et al. (2005)Univers plat + PAB :Univers plat + PAB : )087.0020.1,021.0271.0(),( wM
28/09/0528/09/05 4343
Incertitudes systématiques (1/2)Incertitudes systématiques (1/2)
Calibration photométriqueCalibration photométrique : :
- détermination du point zéro -> décalage du ZP (change les - détermination du point zéro -> décalage du ZP (change les mags)mags)
principale source d’erreur en z’ principale source d’erreur en z’
obs. de standard spectrophotométriques en z’ avec MegaCamobs. de standard spectrophotométriques en z’ avec MegaCam
- spectre de Véga -> changement de couleur du spectre (B-R - spectre de Véga -> changement de couleur du spectre (B-R 0.01)0.01)
FiltresFiltres : :
décalage de la longueur d’onde centraledécalage de la longueur d’onde centrale
effet très faibleeffet très faible
28/09/0528/09/05 4444
Comparaison proches / lointainesComparaison proches / lointaines
prochesproches
lointaineslointainesprochesproches
lointaineslointaines
z < 0.8z < 0.8
Les sne lointaines semblent Les sne lointaines semblent plus lentesplus lentes et et plusplus bleuesbleues
-> effet de sélection-> effet de sélection
0.920 (0.018)0.920 (0.018)
0.958 (0.012)0.958 (0.012)
0.059 (0.014)0.059 (0.014)
0.029 (0.015)0.029 (0.015)
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Incertitudes systématiques (2/2)Incertitudes systématiques (2/2) Biais de MalmquistBiais de Malmquist : sélection préférentielle des objets brillants : sélection préférentielle des objets brillants
Simulations de CL de SN IaSimulations de CL de SN Ia
À grands z : objets bleus et faible taux de décroissanceÀ grands z : objets bleus et faible taux de décroissance
-> observation des sne les plus brillantes-> observation des sne les plus brillantesBiais se compensent entre sne proches et lointainesBiais se compensent entre sne proches et lointaines
Pas d’effet d’évolution visiblePas d’effet d’évolution visible
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Bilan/résultatsBilan/résultats
Bilan sur les erreurs systématiques :Bilan sur les erreurs systématiques :
Type Type d’incertituded’incertitude (univers plat)(univers plat) (PAB)(PAB) (PAB)(PAB)
Point zéroPoint zéro
Spectre de VégaSpectre de Véga
FiltresFiltres
Biais de Biais de MalmquistMalmquist
0.0240.024
0.012 0.012
0.0070.007
0.0160.016
0.004 0.004
0.003 0.003
0.002 0.002
0.0040.004
0.0400.040
0.0240.024
0.013 0.013
0.0250.025
Somme Somme quadratiquequadratique 0.0320.032 0.0070.007 0.0540.054
M
Résultats Résultats ::
M
.)(032.0.)(042.0264.0 syststatM .)(007.0.)(021.0271.0 syststatM
.)(054.0.)(09.002.1 syststatw
Univers plat :Univers plat :
Avec PAB :Avec PAB :
w
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Robustesse du mode de recherche glissante confirméeRobustesse du mode de recherche glissante confirmée Actuellement ~10 sne Ia confirmées par lunaison, large statistique Actuellement ~10 sne Ia confirmées par lunaison, large statistique
attendue (+ de 600)attendue (+ de 600) Jusqu’à août 2005 : Jusqu’à août 2005 : 193 sne Ia identifiées193 sne Ia identifiées spectroscopiquement spectroscopiquement Modèle de courbe de lumière (relations forme de la CL, s, Modèle de courbe de lumière (relations forme de la CL, s, colcol))
-> estimation du flux entre U et R -> estimation du flux entre U et R Résultats comparables en utilisant UB ou BVRésultats comparables en utilisant UB ou BV Résultats de cosmologie en accord avec les précédents Résultats de cosmologie en accord avec les précédents Modèle de constante cosmologique favoriséModèle de constante cosmologique favorisé
ConclusionConclusion
.)(054.0.)(09.002.1 syststatw
Amélioration de la calibration en z’ (obs. de standard spectrophotom.)Amélioration de la calibration en z’ (obs. de standard spectrophotom.) Mesure du taux de sne Ia distantesMesure du taux de sne Ia distantes
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Détermination des paramètres Détermination des paramètres cosmologiquescosmologiques
Backup slidesBackup slides
Inspection visuelle (1/2)Inspection visuelle (1/2)
Inspection visuelle (2/2)Inspection visuelle (2/2)
Champs d’observationChamps d’observation
Équations de couleur Équations de couleur Landolt/MegaCamLandolt/MegaCam
Détermination du point zéroDétermination du point zéroCCD 10 champ D4CCD 10 champ D4
Équations de couleur MegaCam/SDSSÉquations de couleur MegaCam/SDSS
Comparaison ajustement UB/BVComparaison ajustement UB/BV
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Consistance du modèleConsistance du modèle Deux lots de sne : le lot d’entraînement du modèle + lot testDeux lots de sne : le lot d’entraînement du modèle + lot test Résidus à l’ajustement dans toutes les bandes pour les 2 lotsRésidus à l’ajustement dans toutes les bandes pour les 2 lots
Pas de différence visible entre les 2 lotsPas de différence visible entre les 2 lots
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Pic acoustique baryoniquePic acoustique baryonique
Observation de + de 40000 Observation de + de 40000 galaxies, dans le cadre du galaxies, dans le cadre du SDSSSDSS
0.16 ≤ z ≤ 0.470.16 ≤ z ≤ 0.47 Présence d’un pic dans la Présence d’un pic dans la
fonction de corrélationfonction de corrélation Localisation et amplitude Localisation et amplitude
du pic : du pic : accord avec accord avec modèlemodèle CDM
Eisenstein et al. 2005Eisenstein et al. 2005
Confirme la présence d’une énergie noireConfirme la présence d’une énergie noire
Distributions sne SNLS et simulationDistributions sne SNLS et simulation
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Effets d’évolutionEffets d’évolution
Tendance : sne prochesTendance : sne proches plus bleues plus bleues taux de décroissance plus lenttaux de décroissance plus lent Effet de sélection dans l’échantillon Effet de sélection dans l’échantillon
de départde départ
Lot de SNeLot de SNe (Bmax - (Bmax - Vmax)Vmax)
ss
ProchesProches 0.003 0.003 (0.015)(0.015)
0.922 0.922 (0.019)(0.019)
IntermédiairIntermédiaireses
-0.016 -0.016 (0.019)(0.019)
0.954 0.954 (0.015)(0.015)
LointainesLointaines -0.072 -0.072 (0.027)(0.027)
0.959 0.959 (0.015)(0.015)
Pas d’effet d’évolution visiblePas d’effet d’évolution visible
Base de vecteurs propresBase de vecteurs propres
CorrélationsCorrélations
Courbe de couleurCourbe de couleurPhillips et al. 1999Phillips et al. 1999
Diagramme de Hubble – Diagramme de Hubble – type de la galaxie hôtetype de la galaxie hôte
Sullivan et al. 2003Sullivan et al. 2003
Franges d’interférenceFranges d’interférence