Nicolas Fourmanoit Master 1 Physique Recherche Rapport de stage Printemps 2006Universit de Montpelli - PowerPoint PPT Presentation

Title: Nicolas Fourmanoit Master 1 Physique Recherche Rapport de stage Printemps 2006Universit de Montpelli


1
Nicolas Fourmanoit Master 1 Physique
RechercheRapport de stage (Printemps
2006) Université de Montpellier II

• Galaxies interactives et paramètres cosmologiques

Réalisé au Groupe de Recherche en Astronomie et
Astrophysique du Languedoc
2
Quelques notions théoriques nécessaires

• Einstein et la Relativité générale ont mis en
  évidence un lien intrinsèque entre la géométrie
  de lUnivers ( sa métrique) et son contenu
  (masseénergie)
• Formalisme tensoriel de la métrique
• Rapidement Einstein décide dappliquer sa théorie
  au domaine de la cosmologie et en tirer
  léquation qui porte son nom.

En supposant lunivers comme un fluide
parfait, Friedmann et Lemaitre en tirent les
équations qui régissent lévolution de lunivers

3
Paramètres cosmologiques et modèles dunivers

• Les paramètres cosmologiques définissent les
  parts respectives (donc sans dimensions)
• des divers contenus de lunivers matière,
  rayonnement, ou constante cosmologique.

? Ces paramètres définissent le modèle
cosmologique à adopter pour caractériser notre
univers (EdS, Concordance, etc.) et sont la clé
de voute de multiples questions en suspens
(matière noire, constante cosmologique ou
quintessence, platitude de lunivers, etc...)
4
Idée directrice du stage

• Utiliser la relation non classique qui existe
  dans un univers F-L entre le diamètre apparent et
  la distance radiale pour caractériser le contenu
  de lunivers (Om et O? ).

• dm dépend directement de la valeur des paramètres
  cosmologiques. Donc par le problème inverse,
  déterminer dm devrait fournir une bonne
  appréciation de ces paramètres.

• ? Pour cela, nous avons besoin dun
  mètre-étalon fiable, les paires de galaxies
  interactives.
• Ces paires de galaxies temporaires se forment
  lors de la rencontre (plus fréquente quon ne le
  croyait par le passé) de deux galaxies qui se
  lient gravitationnellement avant de fusionner
  lune dans lautre.
• Ce sera le cas de la Voie Lactée et dAndromède
  dans quelques milliards dannées.

5
Galaxies interactives et starburst
De récentes modélisations ont mis en évidence
le caractère ponctuel, par rapport à léchelle de
temps de fusion des galaxies, des flambées
détoiles. De même, on a pu déduire lexistence
de deux starburst correspondant à chaque passage
des galaxies au périastre de leur orbite
quasi-képlerienne.
(Springel Volker Hernquist Lars, 2005 ApJ)
On utilisera donc les paires de galaxies
subissant le premier starburst comme mètre
étalon. (Le second est beaucoup plus intense
mais aussi bien trop proche de la fusion donc
avec une distance projetée plus difficile à
observer)
6
1ere étape Recherche systématique dans un grand
relevé

• Plus nous aurons accès à un relevé de galaxies
  exhaustif, plus léchantillon de galaxies
  extraites aura de chance dêtre représentatif.
  Létude qui a initié ce stage a été réalisé avec
  le 2 degree Field Galaxy Redshift Survey
  (2dFGRS).

Lors de ce stage fut utilisé les tous derniers
Data Release du Sloan Digital Sky Survey, le
relevé à grand champ le plus ambitieux tenté a ce
jour. A terme, il pourra apporter une image
tridimensionnelle de notre univers local couvrant
un quart de la sphère céleste.
Cela représente 90 000 quasars, 185 000 étoiles
et pour ce qui nous intéresse 675 000
galaxies. Ce sont ces 675 000 lignes quil va
nous falloir trier de manière systématique pour
en tirer un premier extrait , contenant de
manière assez large les paires de galaxies
interactives.
7
Traitement des Data Release par un programme en
Fortran 77

• Toutes les paires hypothétiques de galaxies sont
  envisagées puis disculpées selon un premier
  filtre avec pour critères
• Un rayon de recherche de 10 (arcmin) pour la
  recherche de paires hypothétiques
• Une séparation projetée inférieure à 600 kpc
  entre les deux galaxies de la paire
• Une magnitude comprise entre 0 et 30 pour les
  deux galaxies
• Une différence de magnitude inférieure à 5 entre
  les deux galaxies
• Une différence de vitesse radiale inférieure à
  5000 km/s entre les deux galaxies

Au terme de cette première étape nous obtenons un
premier échantillon de plus de 110 000 paires de
galaxies parmi lesquelles nous allons devoir
encore trier, affiner et sélectionner les paires
de galaxies interactives.
8
2e étape Extraction des galaxies interactives
sous Midas

• Lors de cet étape, nous allons avoir besoin de
  lancer de multiples hypothèses de tri, de pouvoir
  en visualiser les conséquences sur la
  distribution de galaxies, les rectifier au
  besoin, en inventer de nouvelles, et ainsi de
  suite
• Le logiciel Midas de lE.S.O. est parfaitement
  adapté à ce besoin et propose une interface
• offrant la possibilité de sélections successives
  et de visualisation.

? Parmi tous les critères qui furent
envisagés, appliqués et parfois remplacés par de
plus pertinents, on compte - différence de
vitesse radiale inférieur à 300 km/s (exclusion
des paires radialement éloignées) - raies
démissions supérieures à un nombre limite (7,8,9
sont de bon seuils) - magnitudes séquencées en
tranche dunité - même nombre de raies
démissions ou faible différence de magnitude ( lt
2 )
9
Un aperçu plus explicite de lévolution de nos
séparations projetées (1)
Distribution initiale des projections séparées ne
montrant aucune structure particulière.
Premier filtre sur les vitesses radiales ( lt 300
km/s) ? apparition immédiate dun maximum vers
100 kpc et dun pic pour les séparations très
faibles (mergers ? )
10
Un aperçu plus explicite de lévolution de nos
séparations projetées (2)

• Addition dun filtre sur le nombre de raies
  démissions (ici gt 5)

Addition du même filtre mais avec raies
démissions gt 8 ? mise en évidence plus aigue du
pic à 100 kpc et des mergers probables
11
Un aperçu plus explicite de lévolution de nos
séparations projetées (3)
Section de notre échantillon en  tranches  de
magnitudes (ici de 16 à 17, 17 à18, 18 à19) ? La
majorité de notre échantillon se trouve dans les
magnitudes moyennes (de 17 a 20) ? disparition du
pic à faible séparation pour les magnitudes
élevées (luminosité faible), ce qui appuie notre
hypothèse sur les mergers.
12
Premiers résultats
Chaque filtre a mis un peu plus en évidence un
pic de la distribution des séparations projetées
à 100 kpc. Ce  pic  a de fortes chances dêtre
le représentant des galaxies interactives de
notre échantillon.
Malgré tout, il reste encore  noyé  parmi les
autres paires de galaxies, il nous faut aller
plus loin dans la discrimination des paires
13
Critères de sélections définitifs

• Après avoir résolu plusieurs obstacles
  intrinsèques aux Data Release (présence de
  Doublons, de lignes fantômes, détoiles
  parasites,), nous mettons en place un nouveau
  critère qui sera beaucoup plus discriminant que
  les précédents (magnitude et raies démissions)
  lindice de couleur.
• ? Le premier testé , u-g, ainsi que le second
  g-r, ne donne pas de résultats satisfaisants mais
  le troisième nous apporte enfin un critère de
  sélection efficace.

14
Résultats définitifs
Reboul Henri Cordoni, Jean-Pierre, 2006 AA)
? On retrouve quasi-identique la distribution des
séparations projetées obtenues lors de létude
précédente sur le 2dFGRS. Le pic à 100 kpc est
représentatif des galaxies interactives
15
Conclusion

• Létude sur le 2dFGRS se trouve appuyée et
  confortée par les résultats conformes du SDSS
  (Poisson des PS à 100 kpc)
• Le nombre de galaxies supérieur du SDSS promet de
  pouvoir même affiner les résultats précédents et
  den déduire de meilleurs contraintes sur les
  paramètres cosmologiques

Parmi les galaxies interactives les plus connues,
lobjet M51, Whirlpool (NGC4038/4039) et les
Souris (NGC4676).