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Soutenance de thèse 28 septembre 2005

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  1. 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

  2. Sommaire • Cosmologie et Supernovæ de type Ia • Le projet SNLS • Courbes de lumière : production et ajustement • Résultats de cosmologie

  3. Cosmologie et supernovæ de type Ia cadre cosmologique, comment déterminer les paramètres cosmologiques, utilisation des sne Ia • Le projet SNLS • Courbes de lumière : production et ajustement • Résultats de cosmologie

  4. Cadre cosmologique • Principe cosmologique : Univers homogène et isotrope • Métrique de Friedmann-Robertson-Walker : avec R(t) le facteur d’échelle et k = -1 (ouvert), 0 (plat), 1 (fermé) • Équation de Friedmann : • Paramètres cosmologiques : géométrie contenu (constante de Hubble)

  5. Les observables On mesure le décalage spectral vers le rouge (z) et le flux (f) : Distance de luminosité : • Observation de • chandelles standard (luminosité L reproductible) à différents z Supernovæ de type Ia

  6. ~ 30 j Les supernovæ de type Ia • Objets très brillants, luminosité comparable à la galaxie hôte • Observables à de grandes • distances (grands z) • Objets variables • Explosion thermonucléaire d’une naine blanche (C+O) accrétant de la matière de son compagnon jusqu’à atteindre où elle explose chandelles quasi standard

  7. Les sne Ia : chandelles quasi standard • Objets assez homogènes • Mais grande dispersion au maximum -> peut être réduite mag B • Corrélations photométriques observées : • luminosité au max / taux de déclin • luminosité au max / couleur Phase -> relations de « standardisation » Les sne Ia sont parmi les meilleurs indicateurs de distance à ce jour

  8. Décalage vers le rouge z : univers en expansion accélérée SNe Ia et cosmologie • Le diagramme de Hubble Riess et al. 2004 Univers plat :

  9. Constante cosmologique non nulle Concordance des résultats Énergie noire de nature à déterminer via son équation d’état w=p/ρ Riess et al. 2004 (CMB+LSS)

  10. Le projet SNLS (SuperNova Legacy Survey) objectifs, instruments utilisés, stratégie d’observation • Courbes de lumière : production et ajustement • Résultats de cosmologie

  11. Les objectifs • Mesures de et • Précision meilleure que 10 % sur w (avec contraintes extérieures sur ) • Mesure du taux de sne Ia distantes • Compréhension de la physique des progéniteurs • Étude sur l’environnement des sne Ia • Projet prévu pour 5 ans, débuté au printemps 2003 • Récolter plusieurs centaines de sne Ia, jusqu’à z~1 • Détection avant le maximum • Bon échantillonnage des courbes de lumière • Observations dans 4 bandes spectrales : g’, r’, i’, z’ (486-882 nm)

  12. Les instruments • Le télescope : • CFHT, situé au sommet du Mauna Kea, à Hawaï • 3.6 mètres de Ø • La caméra : • MegaCam • Mosaïque de 36 CCDs • 340 Mégapixels • Champ de 1 degré x 1 degré • Bon échantillonnage : • étoile résolue à 0.6 sec. d’arc (~3 pixels)

  13. Stratégie d’observation • Taille des champs (1 degré carré) : « multiplexage » • plusieurs candidats sur 1 image • Nouvelle méthode : recherche glissante (« rolling search »)  observations répétées (3-4 jours) des mêmes champs (4) dans plusieurs filtres (4), à l’aide d’un seul instrument • découverte et suivi des sne simultanément • ~ 300 h/an, ~ 25 % du temps noir

  14. Image de référence Image de recherche Image soustraite Découverte d’une supernova • Aligner géométriquement et photométriquement • Homogénéiser les qualités d’image • Élimination des artefacts • (cosmiques, satellites, …) • Candidat dans une base de données • Construction des CL en ligne • Inspection visuelle • Observation spectroscopique Coïncidences entre époques, dans les ≠ bandes

  15. Observations spectroscopiques • Télescopes de 8-10 mètres de Ø VLT (Chili) 60 h/semestre Gemini (Hawaï) 60 h/semestre Keck (Hawaï) 3 nuits/an • Identification des candidats • Détermination du décalage vers le rouge(z)

  16. Exemple de spectre Galaxie soustraite Instrument : Gemini (GMOS) Temps d’exposition : 2400s

  17. Détermination des paramètres cosmologiques Courbes de lumière : production et ajustement photométrie différentielle des sne, calibration, modèle de CL, ajustement • Résultats de cosmologie

  18. position de la sn composante galactique fond du ciel flux de la sn Photométrie différentielle • Mesurer les flux de la supernova dans une bande spectrale donnée • Alignement géométrique des images contenant la sn • Alignement des profils des étoiles (PSF) • Modèle de l’intensité I dans le pixel (i,j), pour l’image k : image de meilleure qualité contient rapport photométrique • Alignement simultané sur toutes les images contenant la sn Approximation: Ignorer les corrélations positives entre pixels voisins (rééchantillonnage) -> incertitudes sur les paramètres sous estimées

  19. Flux par nuit de la supernova • Estimation du flux de la sn sur chaque pose individuelle • Flux par nuit : moyenne des flux par pose (prise en compte des covariances entre les poses) flux par pose flux par nuit r’ : i’ :

  20. étoile standard étoile de champ Calibration photométrique • Cosmologie : comparaison des flux de sne proches et lointaines • Pb : les proches ne sont plus observées -> intermédiaire d’étoiles : • Étoile standard : magnitude connue • Deux étapes : • Attribuer une magnitude aux étoiles de champ à partir des étoiles standard • Attribuer une magnitude à la supernova à partir des étoiles de champ ZP : point zéro

  21. Mêmes conditions d’obs. (temps d’intégration, masse d’air, …) Même photométrie (d’ouverture) Obs. d’étoiles de champ Obs. d’étoiles standard (Landolt) mconnue f mesuré Éq. de couleur Landolt/MegaCam Détermination de ZP (MegaCam) ZP (MegaCam) connu f mesuré Détermination de m (MegaCam) ZP m (MegaCam) Supernova Catalogue d’étoiles calibrées ZP connu f mesuré (photom. diff.) Détermination de m (MegaCam) m (MegaCam) connue f mesuré (photom. diff.) Détermination de ZP Principe

  22. Terme de couleur Landolt/MegaCam • Diagramme couleur-couleur, on compare : • magnitudes observées • magnitudes synthétiques (standard spectrophotométriques + transmission des filtres effectifs MegaCam) -> Bonne connaissance des transmissions des filtres effectifs MegaCam

  23. Filtres effectifs de MegaCam • Tiennent compte de : • la transmission du filtre d’observation • la transmission du système optique • la réflectivité du miroir • l’efficacité quantique (QE) des CCDs • transmission de l’atmosphère Chute de QE -> mauvaise sensibilité en z’

  24. Résidus de la calibration • Pour chaque étoile de champ calibrée : écart à la magnitude moyenne Dispersion : g’, r’, i’ : ≤ 0.01 mag z’ : ~ 0.016 mag

  25. Utilisation de : • - un patron de spectres (sn moyenne, s=1) • - filtres effectifs Construction d’un modèle de courbe de lumière • Estimer le flux de la supernova dans son référentiel, dans plusieurs bandes spectrales • Modéliser les relations observées : • forme de la CL/facteur d’étirement (s), couleur/s « stretch factor »

  26. Observations dans plusieurs bandes spectrales Effet du décalage spectral : z = 0 z = 1 • Observations à de plus grands z • Estimation du flux de la sn dans son référentiel, par interpolation • Mesurer la couleur de la sn • Remarques : • Utilisation des données dans la bande U du ref. de la sn • Observations dans la bande z’ (faible rapport S/B)

  27. : longueur d’onde centrale du filtre T : fonction de correction, varie lentement Problème : difficulté de construire avec les données publiques actuelles Le modèle de flux Avec : : facteur global d’intensité : patron de spectres : phase (origine au max en B) : transmission du filtre : facteur d’étirement (« stretch factor ») : paramètre de couleur Modéliser les dépendances : forme de la CL/s et col/s

  28. Fonction de correction • On choisit de décomposer en 2 polynômes : Corrections associées à s : modifie la forme de la CL, contient corrélations s/col (sauf B-V au max) Correction de couleur • Détermination des coefficients : • entraînement du modèle sur un • lot de 34 sne proches col = 0.1; E(B-V) = 0.1

  29. Patrons de courbes de lumière • Courbes de lumière en UBVR (col = 0)

  30. SN 03D4ag @ z=0.285 SN 03D4cz @ z=0.695 On extrait pour la cosmologie Ajustement : exemples • Modèle décrit les CL, du U au R (ref. de la sn) • Ajustement simultané dans plusieurs bandes

  31. Détermination des paramètres cosmologiques • Résultats de cosmologie estimateur de distance, diagramme de Hubble, erreurs systématiques, résultats

  32. Lots de supernovæ • Lot de sne proches : • - issues de la littérature • - z > 0.015 • - 1er point de photométrie au plus tard 5 jours après le max. • -> 44 sne Ia mesurées en B et V (17 en U) • Lot de sne de SNLS : • - observées dans au moins 2 bandes (couleur) • - observations avant et après le max. de luminosité (s, date du max.) • -> 75 sne Ia proches lointaines

  33. Absorption par les poussières interstellaires • Flux émis par la sn est absorbé par les poussières le long de la ligne de visée • Loi d’absorption : E(B-V) = 0.05 : Cardelli et al. 1989 E(B-V) : excès de couleur (connu pour notre Galaxie, cartes de Schlegel) Absorption plus importante pour les petites longueurs d’onde -> la supernova apparaît rougie

  34. mag. au max en B ~ couleur Extinction par la galaxie hôte • Observation d’une relation entre luminosité au max et couleur : • plus une supernova est brillante plus elle est bleue • Si effet de rougissement dû aux poussières de la galaxie hôte : valeur moyenne pour le milieu interstellaire diffus (estimé localement) -> ce n’est pas ce que l’on observe • Effet additionnel (dominant) de couleur intrinsèque de la sn • Supernovæ famille à deux paramètres : s, col • col = rougissement + couleur intrinsèque (dépendant ou non de s) Estimateur de distance (linéaire) indépendant de l’interprétation des variations de couleur

  35. Modèles de poussières grises Simulent effet d’une constante cosmologique • Poussières grises : • taille relativement importante (~ 0.1 μm) • affectent toutes les longueurs d’onde de manière équivalente (peu de rougissement) • si répartition uniforme : sne lointaines apparaissent plus faibles que dans un univers vide -> discrimination possible à grands z • Poussières grises réapprovisionnées (« replenishing gray dust ») • par les éjections de matière venant de la sn

  36. Derniers résultats Riess et al. 2004 Poussières grises : exclu Poussières grises réapprovisionnées : non distinguable de , mais modèle plus compliqué QUASARS ….

  37. Estimateur de distance • Module de distance : Magnitude absolue : mag. apparente d’un objet situé à 10 pc • Estimateur du module de distance : : magnitude au max. de luminosité en B, dans le ref. de la sn : facteur d’étirement : paramètre de couleur

  38. Attention : interviennent dans le calcul de l’erreur Ajustement du diagramme de Hubble • Minimisation de : • contient : • - erreurs dues au mouvement propre (objets à faibles z) • - covariances entre flux au max, s et col • - dispersion intrinsèque

  39. Diagramme de Hubble • Valeur de β (< 4.1) : couleur = rougissement dû à la galaxie hôte + couleur intrinsèque de la sn

  40. elle décroît lentement (s ) « brighter/slower » elle est bleue « brighter/bluer » Relations Magnitude dans le référentiel de la supernova corrigée de col mais pas de s corrigée de s mais pas de col Plus une supernova est brillante, plus : Remarque : pas de différence significative entre les 2 lots

  41. Compatibilité des couleurs Estimation des distances identique en utilisant (U,B) ou (B,V) ? • Sne mesurées dans 3 bandes spectrales • Comparaison du U attendu après ajustement dans 2 paires de bandes Ex : pour les proches • Modèle de CL décrit bien les relations entre les couleurs des sne • Estimation des distances comparable pour les 2 paires de bandes spectrales

  42. Contours de confiance • Marginalisation sur • Mesures sur le pic acoustique baryonique (PAB) dans le cadre du SDSS • Eisenstein et al. (2005) Univers plat + PAB :

  43. Incertitudes systématiques (1/2) • Calibration photométrique : • - détermination du point zéro -> décalage du ZP (change les mags) • principale source d’erreur en z’ • obs. de standard spectrophotométriques en z’ avec MegaCam • - spectre de Véga -> changement de couleur du spectre (B-R 0.01) • Filtres : • décalage de la longueur d’onde centrale • effet très faible

  44. Comparaison proches / lointaines z < 0.8 proches lointaines proches lointaines 0.059 (0.014) 0.029 (0.015) 0.920 (0.018) 0.958 (0.012) Les sne lointaines semblent plus lentes et plusbleues -> effet de sélection

  45. Incertitudes systématiques (2/2) • Biais de Malmquist : sélection préférentielle des objets brillants Simulations de CL de SN Ia À grands z : objets bleus et faible taux de décroissance -> observation des sne les plus brillantes Biais se compensent entre sne proches et lointaines Pas d’effet d’évolution visible

  46. Bilan/résultats • Bilan sur les erreurs systématiques : • Résultats : Univers plat : Avec PAB :

  47. Conclusion • Robustesse du mode de recherche glissante confirmée • Actuellement ~10 sne Ia confirmées par lunaison, large statistique • attendue (+ de 600) • Jusqu’à août 2005 : 193 sne Ia identifiées spectroscopiquement • Modèle de courbe de lumière (relations forme de la CL, s, col) • -> estimation du flux entre U et R • Résultats comparables en utilisant UB ou BV • Résultats de cosmologie en accord avec les précédents • Modèle de constante cosmologique favorisé • Amélioration de la calibration en z’ (obs. de standard spectrophotom.) • Mesure du taux de sne Ia distantes

  48. Détermination des paramètres cosmologiques Backup slides

  49. Inspection visuelle (1/2)

  50. Inspection visuelle (2/2)