Standardisation des supernovae de type Ia et mesure de l’Energie noire

dans le cadre de SNLS

Jeremy Le Du

Thesis Director : A. Ealet

Objectif de la thèseObjectif de la thèse

Etude de caractéristiques spectrales des Etude de caractéristiques spectrales des

supernovae de type Ia (SNIa) dans le but de supernovae de type Ia (SNIa) dans le but de

mieux mieux comprendrecomprendre et et d’d’améliorer améliorer leur leur

standardisation standardisation et donc la mesure deset donc la mesure des

paramètres cosmologiques paramètres cosmologiques avec cette sondeavec cette sonde

Plan

• SNLS: mesure des SNIa lointaines pour contraindre la cosmologie

• Traitement des spectres VLT

• Analyse des spectres VLT: Standardisation

Les SNeIa comme sonde cosmologiqueL ~ cte pour SNIa, mais quand même une dispersion observée de 40% en mag

Corrélation observée entre la luminosité au max et le taux de décroissance de la courbe de lumière, et entre la luminosité au max et la couleur: dispersion ramenée à ~ 15%

Bonnes chandelles standards Mesure des paramètres cosmo

Pouvons-nous trouver de nouvelles corrélations avec MB pour améliorer la

standardisation des SNIa?

Recherche de caractéristiques spectrales liées à MB

SuperNovae Legacy Survey

Collaboration franco-canadienne qui observe les SN entre z = 0.2

et 1 sur une zone de 4 deg2 du ciel

Objectif: observer 500 supernovae en 5 ans avec photométrie (MB

+ type) au CFHT et spectroscopie (z + type) au VLT, GEMINI,

KECK.

Expérience actuelle la plus productive pour l’étude des SNIa

lointaines

Equation d’état de l’Energie Noire mesurée à 10%

Implications cosmologiques de SNLS

€

ΩM = 0.263± 0.042(stat) ± 0.032(syst)

Densité de matière avec SNLS seul:

€

ΩM = 0.271± 0.021(stat) ± 0.007(syst)

Densité de matière avec SNLS+BAO:

Insuffisant pour nature EN SNAP

€

w = −1.023± 0.090(stat) ± 0.054(syst)

Plan

• SNLS: mesure des SNIa lointaines pour contraindre la cosmologie

• Traitement des spectres VLT

• Analyse des spectres VLT: Standardisation

Very Large Telescope

Ensemble de 4 télescopes de 8m situés au Paranal

(Chili) très bonnes conditions observationnelles

Détecteurs utilisés: FORS1 (gamme 4500-8500 A)

et FORS2 (gamme 5800-11000 A) en mode

d’observation LSS (longue fente) ou MOS (muti-

objets)

Spectrogramme brut en mode LSS Spectrogramme brut en mode MOS

Réduction des données spectrales

Elimination des rayons cosmiques

Traitement des images CCD: niveau de base du

détecteur, plage de lumière uniforme, étalonnage en

longueur d’onde et en flux

Fonction de réponse instrumentale

Correction due à l’atmosphère

Extraction du spectre

Traitement des spectres VLT/SNLS (avec S. Basa):Traitement des spectres VLT/SNLS (avec S. Basa):

120h/an au VLT 120h/an au VLT → 50/70 SNIa par an→ 50/70 SNIa par an

Extraction du spectre de la SN

Une fois réduit, on obtient le spectre mesuré Fmes de la supernova contaminée par sa galaxie hôte :

€

Fmes(z) = 1−q( ) ⋅SN(z)+q ⋅GAL(z)

Pour extraire la SN, il faut donc connaître la contamination q, le spectre de la galaxie hôte GAL, et le redshift z

FMES SN

Détermination du redshift

La détermination du redshift z se fait à partir de la mesure du

décalage vers le rouge des raies galactiques lorsque celles-ci sont

présentes

Spectre observé Spectre deredshifté

Extraction du spectre de la Galaxie hôte

Dans environ 30% des cas, on peut directement extraire le spectre

de la galaxie hôte

Le mode MOS permet aussi de récupérer certaines galaxies hôtes

d’anciens candidats

Extraction de la supernova

€

χ 2 α ,β ,z( ) =S0 λ( ) −αSl λ r 1+ z( )( ) −βGl λ r 1+ z( )( )

σ 0 λ( )

⎧ ⎨ ⎪

⎩ ⎪

⎫ ⎬ ⎪

⎭ ⎪λ= λ0

min

λ0max

∑2

La détermination des autres paramètres se fait en réalisant un

ajustement à partir d’un échantillon de spectres de SN et de

galaxies (si aucune extraction de celle-ci possible):

Candidats observés entre juin 2003 et décembre 2006:

242 candidats:

- 154 SN Ia/Ia?: 64% des candidats observés

- 7 SN Ib/c: 3% des candidats observés

- 19 SN I: 8% des candidats observés

- 25 SN II: 10% des candidats observés

- 11 AGN/QSO: 5% des candidats observés

- 26 non identifiés: 11% des candidats observés

Bilan sur les observations VLT

Bilan sur les observations VLT

Distribution en z Distribution en âge

Plan

• SNLS: mesure des SNIa lointaines pour contraindre la cosmologie

• Traitement des spectres VLT

• Analyse des spectres VLT: Standardisation

Standardisation des SNe avec les CL dans SNLS

Corrélation MB vs stretch Corrélation MB vs couleur

Amélioration de la standardisation possible

MB 0,15

Z = 0.0Z = 0.1Z = 0.2Z = 0.3Z = 0.4Z = 0.5Z = 0.6Z = 0.7Z = 0.8Z = 0.9Z = 1.0Focalisation sur la raie du CaII

Raies étudiées avec notre échantillon

Echantillon initial: 171 candidats (données 2003-2005) 111 type Ia/Ia? (101 avec information photométrique) 5 type Ib/c 17 type II 16 type I 22 non identifié

Raie CaII pas bien identifiée

96 spectres restants

Echantillon utilisé

On ne considérera que les candidats vérifiant SNR>2

Distribution en SNR

100Å

Spectre d’erreur de la SN dominé par le bruit du ciel et la soustraction de la galaxie hôte

SNR calculé en prenant l’écart à la moyenne d’un modèle ajusté sur une zone de 100Å et centrée sur le pic à 3600Å

Distribution en phase

spectres mesurés proches du maximum de luminosité à cause de l’évolution avec la phase de la SN

On ne considérera que les candidats vérifiant -5 < phase < 7

Standardisation des SNe avec les spectres

Indicateurs RCaII and RSiII (Nugent 1995):

RCaII: rapport entre le flux du pic à 3925Å sur celui à 3650Å

RSiII: rapport entre les profondeurs des raies à 5800Å et 6150Å

On observe donc une assez bonne corrélation de ces rapports avec MB

Comparaison avec le rapport de Nuggent

Corrélation pas évidente

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur

Nouveau rapport: Equivalent depth: rapport entre la

largeur équivalente et la largeur de la raie

€

RCat =

(Ftan λ( ) − FSN λ( ))dλCaII

∫Ftan λ( )dλ

CaII

∫Equivalent depth Profondeur moyenne de la raie

Nouveau rapport: Equivalent depth: rapport entre la largeur équivalente et la largeur de la

raie

€

RCat =

(Ftan λ( ) − FSN λ( ))dλCaII

∫Ftan λ( )dλ

CaII

∫

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur

Il semble y avoir une corrélation entre la profondeur équivalente de la raie du

CaII et MB

2 classes sont visibles

Corrélation entre RCa et MBL’ajout de SN proches (littérature)

semble confirmer la relation

Rca est décorrélé du stretch et de la couleur

Classe « normale »:•Correction de MB avec RCa équivalente à celle avec s et c•RCa indépendant de s et c

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur : classe « normale »

Corrélation entre RCa et MBL’ajout de SN proches semble

confirmer la relation

Rca est décorrélé du stretch et de la couleur

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur : classe « sous lumineuse »

Classe « sous lumineuse »:•Correction de MB avec RCa meilleure que celle avec s et c•RCa indépendant de s et c

Rca indépendant de s et c

Amélioration de la standardisation en combinant les deux ?

Les candidats bien standardisés avec la correction stretch/couleur semblent encore corrélées à la profondeur équivalente de CaII

Possibilité d’améliorer la standardisation

Légère amélioration de la dispertion sur MB

Standardisation des SNe avec un nouvel indicateur : réunion des 2 classes

Conclusions (1)

Traitement de l’ensemble des spectres observés au VLT de 2003 à

2007 (publication en cours)

Etude de la standardisation des SNIa

Nouveau rapport trouvé: profondeur équivalente sur la raie du CaII. Il est corrélé à la magnitude mesurée MB , tout en étant

indépendant du stretch et de la couleur (publication en

préparation)

2 classes observées:classe « normale »: correction sur MB équivalente à celle de

s et c

classe « sous lumineuse » : correction sur MB meilleure que celle de s et c

Mesures en accord avec les SN proches

Conclusions (2)

Comprendre avec les modèles de SNIa l’origine de cette corrélation

Etude de l’évolution des SNIa avec la phase et le redshift à poursuivre

Etude des autres raies des SNIa (SiII)

Augmenter la statistique en complétant avec la seconde partie des observations VLT

Etude de l’applicabilité de ce rapport pour les expériences futures (étude sur SNAP en cours)