LES SUPERNOVAE RAAGSO 8 10/09/2016. Ambeyrac. Antoine Cailleau APAM ALBIREO T60 - Aude

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1 LES SUPERNOVAE RAAGSO 8 10/09/2016 Ambeyrac Antoine Cailleau APAM ALBIREO T60 - Aude

2 LES SUPERNOVAE Un bref rappel d'histoire de la mesure des distances Les différents types de supernovæ Type Ia Type II Spectres de supernovæ Courbes de lumière Intérêts des mesures de courbes de lumière Photométrie d'ouverture Utilisation de la photométrie d'ouverture Rappel sur la linéarité des capteurs CCD Corrections photométriques et calculs Photométrie de supernovæ Calcul de la distance des SN Ia Observations personnelles et travaux en cours

3 Un bref rappel d'histoire

4 La parallaxe Première mesure de parallaxe : 150 av JC, Hipparque Calcul de la distance des astres par la géométrie et l'observation, r= ec s r a 1P AL 6 2, =3

5 Les étoiles Céphéides Première mesure d'étoiles Céphéides, début XX eme siècle, Henrietta Leavvit L'éclat de ces étoiles varie de manière périodique, et la période P de ces variations est d'autant plus courte que l'éclat moyen est faible Flux par unité de surface : Φ= L 2 4Π D Distance d ' une étoile : D= L 4ΠΦ

6 Mesure des distances galactiques Edwin Hubble trouve des étoiles variables Céphéides dans la galaxie d Andromède (M31) et calcule sa distance en 1923, d'aprés les travaux de Leavvit et de Hertzsprung,

7 La magnitude absolue Magnitude calculée d'une étoile comme si elle été placée à 10 Pc de nous, Hertzsprung et Shapley, méthode composite avec la parallaxe Quelle puissance à mon étoile? Module de distance : m M =5log( D) 5 Calcul de la distance en Pc : D=10 (m M )+5 5

8 Supernova et distances galactiques Due à l'éloignement des sources, les télescopes, même spatiaux, n'arrivent plus à résoudre les étoiles... La spectroscopie et le décalage spectral permettent de calculer une distance mais il faut confirmer...

9 Les différents types de supernovæ

10 Les différents types de supernovæ Type I a, supernovæ de type nucléaire, Étoile de type naine blanche dans un système binaire, Limite de Chandrasekhar : 1,33 ʘ Luminosité B maximum : MB -19,0 Explosion du cœur carbone/oxygène, Pas de résidus stellaire Expulse principalement du fer,

11 Les différents types de supernovæ Type II, supernovæ à effondrement cœur, Étoile massive supérieure a 8 ʘ, Luminosité maximum : MB=-18,1 +/1 1 Effondrement gravitationnel du cœur de fer, Reste un résidus d'étoiles à neutrons Expulse tout types d éléments plus lourds que le fer,

12 Au cœur de l'étoile en fin de vie Etat : Température : K Densité : g/cm3 Durée : Fusion de l Hydrogène H He ans Fusion de l'hélium He C, ans Fusion du Carbone C Ne, Mg ans Fusion de l'oxygène O Si, S 1, mois Fusion du Silicium Si Fe 2, jour Effondrement du cœur Fe 5, ¼ seconde Rebond 1, ms

13 Spectres de supernovæ - A basse résolution (star analyzer) on peut classer par grand type les supernovas observées, absence ou présence des raies d'hydrogène, - Présence d'une raie de type P Cygni bien visible en Hα pour les type II,

14 Courbes de lumière de supernovæ

15 Video time lapse supernovae

16 Intérêts des mesures de courbes de lumière Supernovæ type Ia : Chandelles standards Estimation des distances, Correction en magnitude absolue dans le bleu indices M Bmax Δ15, Supernovæ type II : Estimation de la métallicité des étoiles et indicateurs de l'évolution stellaire dans la galaxie, Estimation du moment d'inflexions de la courbe,

17 Photométrie d'ouverture

18 Photométrie d'ouverture Mesure de flux d'un objet, Comparaison avec un flux d'un autre objet permet de calculer une magnitude, Référence '' 0 '' sur le fond de ciel, Erreur de mesures dues à un mauvais choix de tailles de cercles, Saturation des étoiles de contrôles et de comparaisons. Calcul du flux : Flux= Pixel rouge Pixel vert

19 Rappel sur le linéarité des capteurs CCD Les capteurs CCD sont linéaires oui en théorie! En pratique : Scintillations de ciel, Sensibilité aux faibles lumiéres, Obturateur mécanique, Turbulences, Différences de type spectral entre étoiles, Température de CCD, Répétabilité, zonage, poussières, ect

20 Corrections photométriques et calcul

21 Photométrie de supernovæ Le choix des cercles de mesures : Cercles x FWHM

22 Choix des cercles photométriques

23 Choix des cercles photométriques Le choix des cercles de mesures : Cercles x FWHM

24 Choix des cercles photométriques

25 Photométrie de supernovæ Prise de vues avec filtres L, R, V, B et star analyser si possible, Ne pas saturer les étoiles et les étoiles de comparaisons, Optez pour des étoiles de comparaison a l'indice B-V proche de zéro (étoiles solaires) et non variables, (Aladin CDS) Contrôler le flux maximal dans chaque images et ne pas dépasser la zone de linéarité,afin d'obtenir le meilleur rapport signal sur bruit, Faire attention au delta magnitude important des SN, ne pas prendre des étoiles de comparaison trop éloignée en magnitudes. Notez tout les paramètres et s'assurer qu'il sont tous reproductibles Température CCD, suivi, pointage, flux, objet lever ou coucher, ect

26 Calcul des distances de galaxies Relation de Phillips : Module de distance : M max ( B)= 21,726+2,698 Δ m15( B) mb max M max ( B)=5log ( D) 5 Calcul de la distance en Pc : D=10 (m M max ( B)+5) 5

27 Cas pratique : SN 2016 ar NGC 383 Supernovæ découverte par Gérard Arlic et Emmanuel Conseil le 10/11/2015

28 Courbes de lumière SN Ia Détermination du maximum : Donnée du 27/11/2015 Joël Nicolas Mag CV : 15,6 Pour construire cette courbe : Utilisation de 63 points de mesure CV sur un total de 103, 10 observateurs, 10 mesures pour ma part

29 Courbes de lumière SN Ia Détermination du maximum m Bmax : Donnée du 27/11/2015 Joël Nicolas Mag m Bmax : 15,5 Détermination du BmagΔ15 : Donnée du 08/12/2015 Antoine Cailleau Mag B : 16,7 Soit Δ Mag B 15 = 1,2 Pour construire cette courbe 15 mesures B au total pour seulement 3 observateurs, dont 3 mesures pour moi Il faut observer les SN Ia dans le bleu et autour du maximum!!!

30 Calcul des distances de galaxies Galaxie mesurés en tout 23 fois de 1984 a 2014, principalement par la méthode Tully-Fisher et jamais par la méthode des supernovae Données NED : Min 38,2 Mpc (1984) Max 71,2 Mpc (2014) Relation de Phillips : M max ( B)= 21,726+2,698 Δ m15 ( B) Calcul de la distance en Pc : D=10 (m M max ( B)+5) 5 Application numérique Calcul de la distance en Mpc de NGC383 : D=10 (15,5 ( 18,54)+5) 5 =64,26 MPc

31 Observations personnelles

32 Observations personnelles et travaux en cours Détermination des paramètres physiques de la galaxie, étude des isocontours et comptage de zone H2 dans les galaxies, études du taux de formation d'étoiles et l'absorption, Élaboration de modèles par méthode de fitting avec Iraf et Galfit, en vue d'une soustraction optimale du flux de la galaxie, N. Regnault, Thése Lyon 10/2000 Recherche de supernovae avec EROS II Chien Y. Peng et al 10/2001 Détailled structural decomposition of Galaxy images

33 Merci pour votre attention

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