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

Loading...

PPT – Nicolas Fourmanoit Master 1 Physique Recherche Rapport de stage Printemps 2006Universit de Montpelli PowerPoint presentation | free to view - id: 2a25ce-ZDc1Z



Loading


The Adobe Flash plugin is needed to view this content

Get the plugin now

View by Category
About This Presentation
Title:

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

Description:

Rapidement Einstein d cide d'appliquer sa th orie au domaine de la cosmologie et en tirer ... Lors de cet tape, nous allons avoir besoin de lancer de multiples hypoth ses de ... – PowerPoint PPT presentation

Number of Views:61
Avg rating:3.0/5.0
Slides: 16
Provided by: supernov
Category:

less

Write a Comment
User Comments (0)
Transcript and Presenter's Notes

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).
About PowerShow.com