Title: Nicolas Fourmanoit Master 1 Physique Recherche Rapport de stage Printemps 2006Universit de Montpelli
1Nicolas 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
2Quelques 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
3Paramètres 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...)
4Idée 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.
5Galaxies 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)
61ere 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.
7Traitement 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.
82e 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 )
9Un 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 ? )
10Un 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
11Un 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.
12Premiers 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
13Critères 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.
14Résultats 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
15Conclusion
- 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).