Mesurer la vitesse des galaxies: l'expansion de l'Univers

Mais comment en être sûr?? 
En le mesurant nous-même !! Tout simplement.


Le club s'est donc attelé à cette tâche, les résultats ci dessous, qui seront complétés au fur et à mesure des... mesures essayent de le démontrer:

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Aller direct aux mesures (spectres)

Technique de mesure, principes
Raies "utiles"

Le but du jeu:
Mesurer la vitesse de galaxies dont la distance nous est connue par d'autres méthodes (ie: la relation période/luminosité des Céphéïdes).
Tracer un graphique pour voir si il y a une relation entre les deux.
Pour cela nous utilisons le télescope de Mars et le spectro Lisa.

L'histoire:
MM. Doppler et Fizeau ont découvert en XXX une loi mettant en relation la vitesse et le décalage de fréquence:
    C'est le fameux camion de pompiers: lorsqu'il s'approche le son est plus aigu, lorsqu'il s'éloigne le son devient grave. Il se passe la même chose         avec les ondes lumineuses: Lorsque l'objet s'éloigne la longueur d'onde est décalée vers le rouge (redshift) et vers le bleu (blueshift) lorsqu'il                 s'approche.
    Connaissant ce décalage on peut en déduire la vitesse. C'est cette loi que nous utiliserons.

M. Lemaitre
pense que l'Univers a eu un début, et que depuis il est en expansion. Il parle "d'atome primordial" que des moqueurs appeleront plus             tard "big-bang".
        Mr Einstein a un autre avis !-)

M. Hubble mesure la distance de galaxies proches par des moyens photométriques.
       En utilisant entre autres la relation période/luminosité des Céphéïdes, relation permettant de mesurer les distances dans les galaxies pas trop            lointaines où on peut voir des étoiles. Cette relation a été découverte par miss Henrietta LEWITT en XXXX

M. Hubble
met en relation le décalage spectral (donc la vitesse) et la distance des galaxies. Il en déduit une constante appelée H. Cette constante             sera plusieurs fois modifiée suite à de nouvelles mesures.

De nos jours la valeur adoptée est 70km/s/MPc +/- 10




Limites

Méthode de travail:
Des galaxies à distance connue
Spectre
Plusieurs nuits sur l'année à faire 1 ou 2 selon les obs prévues par ailleurs.
Le T 600 de St Romain avec le spectro Lisa. Caméra Atik 460 ex
Le temps de pose est supérieur à 1h (6 x 600 s typiquement)
Logiciels utilisés:
Acquisition: AudeLa  (là)
Traitement: ISIS de Christian BUIL (voir ici son site: bon voyage)
Guidage / pointage Prism 10 (ici)


Principes et technique de mesure:
Il faut repérer et mesurer le décalage des raies spectrales puis le convertir en vitesse.

Tout d'abord il faut faire le spectre d'une galaxie en utilisant télescope et spectrographe.

astro mars spectro
Image brute du spectre de M 81

Il faut aussi faire des images pour la calibration

En longueur d'onde Lampe spectrale (dit Néon)

En intensité: Etoile de référence (type A ou B)

Une fois traité, ce spectre nous montre des raies, soit en absorption soit en émission, il faut tout d'abord repérer les raies qui permettront la mesure. (en vérité ce qui est intéressant c'est la position des raies)
Cela paraît ardu au début puis avec l'expérience on va beaucoup plus vite ! (Pensez à les noter!!)
mars astro spectro
Spectre de M 104



Le décalage spectral illustré
par comparaison de deux galaxies: (écart de vitesse: 780 km/s)
mars spectro astro
Détail d'une image de comparaison entre M 81 et M 66.
On y voit bien le décalage des raies dû à la différence de vitesse. Certaines (vers 6870) n'ont pas "bougé": C'est normal ce sont des raies atmosphériques!
M 81 (rouge) se rapproche de nous à 45 km/s tandis que M 66 (bleu) s'éloigne à la vitesse de: 740 km/s
Ensuite il faut mesurer la longueur d'onde de chaque raie et son décalage par rapport au repos.

Note à benêt: Lorsque la distance est grande le décalage vers le rouge l'est aussi et certaines raies ne sont pas du tout à leur place "habituelle".
Afin de les repérer plus facilement on peut estimer leur posiition selon leur vitesse attendue. C'est le cas pour les z importants (quasars)

Mesure grossière "à la louche" par décalage de vitesse: exemple sur M 66

Juste pour se donner une idée et illustrer ce qui se passe:

M 66 et une étoile de référence (ramenée à 0 km/s): raies non alignées

mars spectro astro


Il faut appliquer un décalage de 740 km/s pour aligner les raies.
mars spectro astro


La galaxie s'éloigne de nous à 740 km/s +/- XXX
Attention! Cette méthode n'est pas du tout précise.


Mesure précise de la position d'une raie. Exemple sur M 104

C'est la méthode la plus précise.
ISIS fait cela très bien! (FWHM) On connait par ailleurs la longueur d'onde au repos de chacune de ces raies.
Pour plus de précision:
Il est conseillé de mesurer le plus possible de raies pour chaque objet.
Il est donc utile de consigner ses mesures dans un tableur qui permettra de faire facilement les calculs et des moyennes.
Pour chaque raie on calcule le z puis on fait une moyenne pour chaque galaxie.

Nota: un outil de ISIS (CCF) fait cela, mais je ne l'ai pas essayé.

Exemple sur la raie 5893 (repos) . La position précise de la position mesurée est indiquée: 5915.1133

mars spectro astro
Soit une vitesse de: (voir dessous)  5915.11-5893)/5893*300000=1119 km/s +∕− 50   (Simbad: 1090)
Cette méthode est plus scientifique et juste!
L'erreur est estimée à 1 pixel ce qui correspond à 51 km/s (arrondi à 50)


Calcul de la vitesse:

La formule clef:


Il est alors facile de calculer z "moyen", (une valeur sans unité)     (Lm = longueur d'onde mesurée  Lr = au repos)

                z=(Lm - Lr) / Lr = V / c

De là on trouve la vitesse "brute": la vitesse actuelle entre l'objet et la Terre.

                Vb= z * c    (c= vitesse de la lumière = 300 000 km/s)

A cette vitesse brute il faut déduire ou ajouter la vitesse de la Terre autour du Soleil. C'est la vitesse héliocentrique qui peut atteindre +/- 27 km/s.
On aura alors une mesure correcte de la vitesse "moyenne" annuelle.

                V= Vbrute + Vhéliocentrique

On retrouve alors z héliocentrique, la vitesse à laquelle le système solaire se déplace par rapport à l'objet;

                    z = V / c

On compare avec ce qui est donné dans la littérature.... supense....
lien Simbad http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/

Attention! Certaines galaxies (M 31, M 81..) se rapprochent de nous: c'est qu'elles font partie de notre amas local où la gravité est prépondérante.

Constante de Hubble
On peut passer à la dernière étape: le graphique.
A partir de n'importe quel tableur.
Une colonne pour les distances, une pour les vitesses puis "diagramme" "dispersion X Y"
Sur ce graphique on trace une droite de régression qui (devrait) nous donner la valeur de la constante d'expansion de l'Univers.

barre d'erreur

tableur ojet/raies ccalc z

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Raies "utiles"

Liste de raies utiles au repérage (valeur au repos)
tableau incomplet

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Résultats:
Graphique galact
graph helio

Tableau
Nota: Au fur et à mesure des observations ce tableau se complètera.


objet
date obs
RA
DEC
distance
z mesuré
V mesurée
corr hélio
V corrigée
V (Simbad)
z
z (Simbad)






MPc
km/s
+/- km/s
+/- km/s
+/- km/s




M 51
2017_02_24
13 29 52
47 11 42
7.1 +/- 1.2




465

0.00155
seyfert 2
M 82
--
09 55 52
+69 40 47





219

0.00073
interacting
NGC 5353 blaz

13 53 26
+40 16 49





2273

0.0076
blazar
NGC 4051

12 03 09
+44 31 52





648

0.00216
seyfert 1
M 81
2017 03 10
09 55 33
+69 03 55





-42

0.00014
AGN
M 66

11 20 15
+12 59 28





702

0.00234
liner-type AGN
NGC 4023

11 59 05
+24 59 20





4376

0.0147
emission-lines G
M 104

12 39 59
-11 37 22





1090

0.00364
liner-type AGN















Le graphique:


courbe de régression
V négatives
Image
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Observations:
Les .fit peuvent être demandés au concierge du site: toto[at]clubastromars.org
M 51
img dss
spectre
z= simbad= v=
M 82




NGC 5353



NGC 4051



M 81





M 66





NGC 4023

erreur
nom





M 104






photo/spectre/fit/
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