Cosmographie de l'Univers local

173 Pages·2017·15.33 MB·French

by  Nicolas Bonhomme

No d’ordre 48-2010
LYCEN – T 2010-09

Thèse

présentée devant

l’Université Claude Bernard Lyon-I

Ecole Doctorale de Physique et d’Astrophysique

pour l’obtention du

DIPLOME de DOCTORAT
Spécialité : Physique et Astrophysique

(arrêté du 7 août 2006)

par

Nicolas BONHOMME

Cosmographie de l’Univers local : analyse de données pour la
relation de Tully-Fisher
Soutenue le 2 juillet 2010
devant la Commission d’Examen

Jury : Mme H. Courtois Directrice de thèse
M. J. Gascon Président du jury
Mme V. Cayatte-Servan Rapporteur
M. J.M. Martin Rapporteur
THÈSEDEDOCTORATDEL’UNIVERSITÉClaudeBernard(Lyon1)
Spécialité
Astrophysique
Présentéepar
M.NicolasBONHOMME
envuedel’obtention dugradede
DOCTEURdeL’UNIVERSITÉCLAUDEBERNARD(Lyon1)
Cosmographie de l’univers local :
analyse de données pour la relation de Tully-Fisher.
Soutenuepubliquement le02Juillet2010devantlacommissiond’examenforméede:
M. J. GASCON Présidentdujury
Mme. H. COURTOIS Directricedethèse
Mme. V. CAYATTE-SERVAN Rapporteur
M. J.M. MARTIN Rapporteur
ii
iii
Résumé
Ce travail de thèse s’inscrit dans le projet à long terme COSFLOS qui a pour but de comprendre
l’évolution des structures de l’univers local. Pour cela nous utilisons la relation de Tully-Fisher qui
permetdemesurerdesdistancesindépendammentdelaloideHubblepourdesgalaxiesspiralesdans
un rayon de 80 Mpc. Mon travail a consisté à collecter, mesurer et analyser les données nécessaires
pourcetterelationégalementappeléeLuminosityLineWidth(LLW).
Cetterelationrelielaluminositéintrinsèqued’unegalaxieàlavitessemaximalederotationdesongaz
neutre. La meilleure façon d’obtenir cette vitesse est de mesurer la largeur de la raie de l’hydrogène
neutre(HI)à21cm.J’aieffectuédenouvellesobservationsainsiquedenouvellesmesuresauseinde
ceprogramme,quiaujourd’huicompte15411profilsHIdanslabasededonnéesEDD.
J’ai également amélioré l’interface graphique du logiciel de photométrie ARCHANGEL qui nous
permet d’obtenir les magnitudes apparentes afin de calculer les distances. Nous verrons que nous
avonsportéunegrandeattentionsurlecalculduparamètred’inclinaisondelagalaxieobservée.
Enfin, parmi tous les échantillons en notre possession, j’ai choisi d’étudier plus en détail l’amas de
galaxies d’Antlia qui permettra une calibration de la pente de la LLW. Ce travail a commencé par
la sélection des candidates, a continué avec les observations puis les mesures et pour se finir sur la
déterminationdesdistancesnécessairesàlacalibrationdelarelationdeTully-Fisher.
Abstract
This phD thesis is part of the COSFLOS’project. Its goal is to understand the galaxy structure
evolution in the local universe. For this purpose, we make use of the Tully-Fisher relation in order
to measure the distances for galaxies within 80 Mpc. My research area in the project is to collect,
measureandanalyzethedataneededfortheLuminosityLineWidth(LLW).
This relation is a direct link between intrinsic luminosity of a spiral galaxy and its maximal gas
rotationvelocity.ThebestwaytocomputethisvelocityistomeasureHIlinewidth.Includingmynew
observationsandmeasurements,thecurrentextragalacticdatabaseEDDcontains15411HIprofiles.
To obtain the apparent magnitude needed for the distances, I improve the ARCHANGEL software,
implementingnewdisplays.Wetookagreatcaretoaspecialparameter:theinclinationofobserved
galaxy.
Finally, I present the Antlia cluster, one of the cluster I use to calibrate the slope of the LLW. I start
withthecandidatesselection,thenwithobservationstofinallyobtainthedistancesforthecalibration.
iv RÉSUMÉ
Table des matières
Introduction 1
I IntroductionetPrincipes 3
1 Introduction-Contexte 5
1.1 Introductionàlacosmologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.2 Paramètrescosmologiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.3 Observablescosmologiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.3.1 Distancepropre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.3.2 Distancedeluminosité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.3.3 Distanceangulaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.4 Nucléosynthèseprimordiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.5 Formationdesstructures . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.5.1 Générationdefluctuationsprimordiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.5.2 Croissancelinéairedesfluctuations-approximationnewtonienneavecunseul
flot . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.5.3 Formationdesgalaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.6 Fonddiffuscosmologique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.7 Grandesstructures . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.8 Supernovæ typeIa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2 Physiquedesgalaxiesspirales 23
2.1 Classificationdesgalaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.1.1 LaséquencedeHubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2 Compositiondesgalaxiesspirales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.3 Stabilitégravitationnelle-CritèredeToomre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.4 Problèmedel’enroulement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.5 Ondededensité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.6 Vitessemaximalederotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3 DistancesetUniverslocal 37
3.1 Notiondedistances . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.1.1 Calibrationgrâceàdesétoilesindividuellesdansdesgalaxiesextérieures . . 39
3.1.2 Calibrationgrâceàdespropriétésglobalesdesgalaxies . . . . . . . . . . . . 39
3.2 CinématiquedesobjetsdansunUniversFLRW . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.3 UniverslocaletrelationdeTully-Fisher . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
v
vi TABLEDESMATIÈRES
3.3.1 Universlocal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.3.2 RelationdeTully-Fisher . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.3.3 Lessimulationsnumériques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
II Radioastronomie 47
4 Observations-Réductions 49
4.1 Lesinstruments . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
4.1.1 Antennesparaboliquessimples . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
4.2 LegazatomiqueHI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
4.2.1 Propriétés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
4.2.2 Distribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
4.2.3 Excitation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4.3 Observations-réductions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4.3.1 GreenBank . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.3.2 Parkes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
4.3.3 Archives . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
5 NouvellesmesuresHI 67
5.1 Largeurdelaraieà21cm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
5.1.1 Historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
5.1.2 Nouvelleméthode . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
5.2 Classificationdesraies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.3 FluxHIetmagnitudes21cm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
III Photométrie 79
6 Technique 81
6.1 Photométriedesurface . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
6.2 Matériel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
6.2.1 Télescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
6.2.2 CCD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
6.3 Campagnesd’observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
6.3.1 Systèmedemagnitude . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
6.3.2 ChoixdelabandeI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
7 RéductionIRAF 91
7.1 Présentationgénérale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
7.2 ProcédurederéductionpourlaTek2048 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
7.2.1 Corrections . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
7.2.2 Étalonnageaveclesétoilesstandards . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
7.3 Photométriedesétoilesstandards . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
TABLEDESMATIÈRES vii
8 Photométriedesurface-ARCHANGEL 103
8.1 Présentationgénérale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
8.2 Déterminationdelavaleurduciel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
8.3 Ajustementduprofillumineux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
8.4 Extractiondesparamètresdelabrillancedesurface . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
8.5 Extractiondelamagnitudetotale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
8.6 Améliorationdesgraphiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
8.7 Comparaison . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
IV Analysedesdonnées 117
9 Échantillons 119
9.1 Cataloguev3k . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
9.2 CataloguePSCz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
9.3 ÉtalonnagedelaLLW . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
9.4 Supernovæ Ia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
10 L’amasdegalaxiesAntlia 123
10.1 Sélection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123
10.1.1 Sélectiond’aprèsl’algorithmedeLEDA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
10.1.2 Sélectiondesspirales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
10.1.3 Sélectiondescandidatesfinales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
10.2 DonnéesHI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
10.3 Donnéesphotométriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
10.4 Analyse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
11 Correctionsetpropagationsdeserreurs 145
11.1 Inclinaison. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145
11.2 Extinction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145
11.2.1 ExtinctiondueàlaGalaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146
11.2.2 Extinctiondueàl’inclinaisondelagalaxieobservée . . . . . . . . . . . . . 147
11.2.3 k-correction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148
11.3 Propagationdeserreurs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148
Conclusion 151
Publications 153
Références 162
viii TABLEDESMATIÈRES
Introduction
Ce travail porte sur la calibration de la relation de Tully-Fisher (aussi appelé Luminosity Line-
Width) par les amas de galaxies. Cette méthode de détermination des distances permet de cartogra-
phierl’universlocalpourensuitecomprendrelacinématiquedesstructures.Étudiercommentévoluent
lesstructuresdel’universrevientàétudierleursmouvementsdirectementliésàladistributiondema-
tière(essentiellementmatièrenoire).MontravailfaitpartieduprojetCOSFLOS.
Après un chapitre d’introduction qui replace le contexte cosmologique dans lequel est effectuée
cettethèse,jeparleraiendeuxpartiesdesobservablesnécessairespourladéterminationdesdistances
parlarelationdeTully-Fisher.Lapremièrepartieestconsacréeàlaradioastronomieetenparticulier
à l’étude de la raie de l’hydrogène neutre à 21 cm. Nous verrons qu’il était nécessaire de définir un
nouveau paramètre lors de l’homogénéisation des mesures que nous avons effectué sur les archives
déjàexistantesetsurlesnouvellesobservations.Celles-cionteulieuavecleGBTàGreenBankaux
USAmaisaussiauradiotélescopedeParkesenAustralie.Ellesontserviàcompléterleséchantillons
définis au chapitre 9.4. Nous montrons que le nouveau paramètre W permet de s’affranchir de la
m50
formegénéraledelaraieHIetnouscomparonscettenouvellemesureàcellesdéjàexistantes.
Ensuite nous aborderons la partie photométrie : l’extraction de la magnitude apparente des ga-
laxiesobservéesavecuntélescopedel’universitéd’Hawaii,l’UH2.2mauMaunaKea.L’études’est
faite avec le logiciel ARCHANGEL. Certains aspects graphiques ont été modifiés pour mieux ré-
pondre aux attentes d’un projet comme le nôtre. Nous verrons par exemple que nous avons mis en
avant le paramètre b/a qui nous indique l’inclinaison de la galaxie observée par rapport à la ligne de
visée.Cettegrandeurestprimordialelorsdel’utilisationdelarelationdeTully-Fisher.
Enfinjedétailleraiundesaspectsdutravaildelacollaboration,àsavoirlacalibrationdelaLLW
par les amas de galaxies. Plus précisemment l’amas d’Antlia, un des 13 amas qui serviront à la cali-
brationdelapente delaTully-Fisher.Sur cetexempleconcret, jemontrerailasensibilitédecertains
paramètressurlesrésultatsparlebiaisdelapropagationdeserreurs.
1