Astronomie

Utilisation de supernovae de type I a comme bougie standard

Utilisation de supernovae de type I a comme bougie standard


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Pourquoi seules les supernovae de type -Ia sont utilisées comme bougie standard pour calculer l'âge de l'univers et pourquoi pas le type II, le type Ib, le type 1c ?


Une supernova de type 1a se forme lorsqu'une naine blanche grandit par accrétion jusqu'à une certaine taille, à laquelle elle devient instable. Cela signifie que l'objet précurseur est toujours une naine blanche de masse 1,39 masse solaire. Comme l'objet précurseur est toujours du même type et de la même taille, on pense que la supernova a la même luminosité.

D'autre part, les supernovae de type II se forment à partir de l'effondrement d'étoiles géantes. L'objet précurseur peut avoir une gamme de masses allant d'environ 10 masses solaires à un maximum de plus de 100. La luminosité de la supernova dépend de la masse du précurseur (et d'autres facteurs tels que la métallicité) et donc les supernovae de type II ne sont pas tous également lumineux.

Les autres types ont également des précurseurs qui varient en taille ou d'autres facteurs, seules les supernovae de type 1a sont censées avoir toujours une naine blanche de masse 1,39 comme précurseur standard, donc seul le type 1a convient comme bougie standard.


Les bougies standard Supernovae de type Ia sont-elles ?

L'utilisation de bougies standard pour les mesures de distance est largement répandue. Pourtant, nous ne connaissons actuellement pas de bougie étalon pure en astronomie. Le concept de bougies standard implique non seulement l'établissement sécurisé d'une luminosité unique, mais également une distinction observationnelle claire des objets en tant que classe. Même les supernovae de type Ia, dont la luminosité maximale est parmi la plus petite diffusion connue, doivent être normalisées pour fournir des distances précises. Sans cette normalisation, les revendications cosmologiques basées sur les supernovae ne seraient pas possibles. Avec une normalisation minutieuse, les supernovae de type Ia sont les indicateurs de distance les plus connus pour la cosmologie à ce jour. Ceci est le plus facilement montré par la petite dispersion autour de la ligne d'expansion dans le diagramme de Hubble. Des problèmes avec la normalisation empirique demeurent et une compréhension théorique de cette normalisation fait défaut. Cela a des ramifications directes sur les incertitudes systématiques lors de la dérivation des implications cosmologiques des supernovae de type Ia. Améliorer la compréhension de la physique des supernovas est maintenant la tâche principale pour affiner cet outil de cosmologie observationnelle. Une fois que le mécanisme d'explosion est révélé, une discussion sérieuse sur les effets évolutifs possibles dans les supernovae de type Ia peut commencer.

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Utilisation de supernovae de type I a comme bougie standard - Astronomie

16 mars 2021

SN 2011fe dans la galaxie M101 est une supernova de type Ia, le type utilisé comme bougie standard dans cette étude. Cette image composite a été créée à partir de données prises par l'observatoire de Las Cumbres et la Palomar Transient Factory. Crédit : BJ Fulton / LCO / PTF.

L'une des questions les plus anciennes et les plus controversées en astronomie est la suivante : à quelle vitesse l'univers s'étend-il aujourd'hui ? De nouveaux travaux, y compris des mesures effectuées par l'Observatoire de Las Cumbres, ont appliqué de nouvelles techniques au problème et trouvé une réponse surprenante.

Les astronomes appellent le taux d'expansion locale de l'univers la constante de Hubble, H0, (prononcé H-nul). Les mesures sont devenues extrêmement précises ces dernières années - certains prétendent l'avoir mesurée à mieux que quelques pour cent. Différents groupes sont parvenus à des résultats qui varient de plus de 10 %, bien plus que l'incertitude revendiquée. Pour compliquer les choses, les mesures semblent se regrouper haut ou bas selon l'endroit où elles sont effectuées dans l'univers. La constante de Hubble mesurée à partir des supernovae voisines a tendance à être élevée, tandis que les mesures accumulées à partir de la rémanence du Big Bang - le fond cosmique des micro-ondes - donnent une valeur faible. Certains ont fait valoir qu'il s'agissait d'une crise pour le domaine, nécessitant une « nouvelle physique ». Peut-être qu'une propriété inconnue de l'énergie noire fait que le taux d'expansion locale de l'univers est très sensible à la distance à laquelle il est mesuré. D'autres soutiennent qu'il doit y avoir une sorte d'erreur dans la construction de «l'échelle de distance» - en utilisant un ensemble d'indicateurs de distance pour en calibrer un autre.

La nouvelle étude, publiée le 12 mars dans la revue Astronomy & Astrophysics, implique une équipe internationale de scientifiques dirigée par Nandita Khetan, doctorante à l'Institut des sciences du Gran Sasso en Italie et chercheuse associée à l'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare. Il a utilisé les fluctuations de luminosité de surface des galaxies pour calibrer les distances par rapport aux meilleurs indicateurs de distance de la nature – les supernovae de type Ia. Les supernovae de type Ia sont utilisées comme « bougies standard » pour cartographier les distances dans l'univers. Ils ont été utilisés pour déterminer que l'univers s'accélérait dans son expansion, conduisant à la découverte de l'énergie noire qui a abouti au prix Nobel de physique 2011.

La méthode de la bougie standard repose sur la mesure de la luminosité apparente d'une lumière connue distante, disons une ampoule de 100 W, et sur l'utilisation de la différence entre la luminosité apparente et intrinsèque pour déterminer à quelle distance se trouve la lumière. Cela nécessite de connaître la puissance de sortie intrinsèque – la puissance – de la « bougie standard », ce qui est inconnu pour les supernovae de type Ia. Les astronomes doivent calibrer leur luminosité à l'aide d'une poignée de supernovas proches dans des galaxies dont les distances sont déterminées par d'autres moyens. Traditionnellement, cela a été fait avec des galaxies dont les distances sont connues à partir d'observations d'étoiles variables céphéides. La nouvelle recherche sur le papier remplace les Céphéides par un autre calibrateur fondamental, Fluctuations de la luminosité de la surface. Cela mesure la résolution d'étoiles individuelles dans différentes galaxies, car les étoiles ont tendance à se brouiller ensemble plus une galaxie est éloignée. C'est similaire à la façon dont une rue apparaîtra rugueuse lorsqu'elle est photographiée de près, mais lisse lorsqu'elle est vue de plus loin.

La nouvelle étude a trouvé une réponse qui se situe entre les deux valeurs discordantes du taux d'expansion de l'univers. Cela montre qu'une nouvelle physique n'est peut-être pas nécessaire après tout. Il se peut que les chercheurs précédents aient surestimé la précision de leurs études.

Andy Howell, chercheur à l'Observatoire de Las Cumbres et professeur adjoint à l'Université de Californie à Santa Barbara, est le chercheur principal du Global Supernova Project, une collaboration mondiale qui a fourni certaines des observations de supernovae utilisées dans l'étude. Il explique : « Lors d'une récente conférence sur cette crise de Hubble Constant, après que chaque intervenant ait parcouru sa méthodologie, je n'ai trouvé aucun problème avec ce qu'ils faisaient. J'ai commencé à me demander si nous avions besoin d'une nouvelle physique pour expliquer les différentes constantes de Hubble. Mais maintenant, comme plusieurs études avant la nôtre, nous avons trouvé une réponse au milieu. Peut-être qu'il y a une certaine étrangeté dans certaines des autres mesures que nous ne comprenons pas entièrement. C'est plus réconfortant, parce que vous ne voulez pas bouleverser notre compréhension de la physique à moins d'y être obligé. »

Les nouveaux travaux ne remettent pas en cause la découverte ou la caractérisation de l'énergie noire, car cela ne repose que sur des mesures relatives et non absolues des supernovae et a été vérifié par d'autres moyens.

Les nouvelles observations de supernova ont été obtenues avec le réseau mondial de télescopes robotiques de l'Observatoire de Las Cumbres, spécialement conçu pour étudier des phénomènes variables dans le temps comme les supernovae. Howell ajoute : « Les supernovae sont difficiles à observer, car vous n'avez besoin que d'un peu de temps de télescope par nuit, pendant des mois. Mais un réseau de télescopes robotisés est parfait pour cela - personne n'a à voyager - les télescopes peuvent faire les observations où et quand ils sont nécessaires. C'est pour cela que nous avons construit l'observatoire de Las Cumbres et je suis ravi de le voir utilisé pour affiner notre compréhension de l'univers.

L'étude "Une nouvelle mesure de la constante de Hubble à l'aide de supernovae de type Ia calibrée avec des fluctuations de luminosité de surface" implique une équipe internationale de scientifiques experts en observations de supernova, fluctuations de luminosité de surface et travaux théoriques, au Gran Sasso Science Institute, INAF, INFN , Institut DARK-Niels Bohr, Université de Copenhague, Centre d'astrophysique et de calcul intensif, Université de Swinburne, Observatoire de Las Cumbres, UC Santa Barbara et UC Davis.


De faibles supernovae restent inexpliquées

Par : Camille M. Carlisle 10 juillet 2008 4

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La joie et la frustration de l'astronomie sont qu'il reste tant de choses que nous ne savons pas. Les supernovae, par exemple, sont des phénomènes que les astronomes aiment croire comprendre. Mais Mansi Kasliwal (Caltech) et ses collègues ont observé quelque chose d'étrange : une supernova appelée SN2007ax, qu'ils prétendent être la supernova de type Ia la plus faible et la plus rouge jamais observée. À l'aide d'observations optiques, ultraviolettes et infrarouges proches, ils concluent que des supernovae comme SN2007ax prouvent que nous ne comprenons toujours pas pleinement la portée des processus physiques impliqués dans l'explosion des étoiles.

SN1604, ou reste de la supernova de Kepler, a longtemps suscité un débat parmi les astronomes pour savoir s'il s'agissait réellement d'une supernova de type Ia. Cette image combine les données de trois télescopes spatiaux : l'observatoire à rayons X Chandra, le télescope spatial Spitzer et le télescope spatial Hubble.

Dans cette illustration de la NASA, une paire rapprochée d'étoiles naines blanches en orbite projette des ondes spirales de rayonnement gravitationnel.

les résultats apparaîtront dans le Lettres de revues astrophysiques.


Bougies standards


Pour mesurer l'expansion de l'Univers, les cosmologistes utilisent des références standardisées. Une telle référence standard est la bougie standard. Il s'agit d'objets dont la luminosité intrinsèque de l'objet est connue, c'est-à-dire la quantité de lumière/rayonnement émise par l'objet à la source. En comparant cette quantité avec la quantité de lumière provenant des objets qui nous atteint, la luminosité apparente, nous obtenons une mesure de la distance entre l'objet et nous. Combiné avec une estimation de la taille relative de l'Univers au moment où l'objet a émis la lumière, nous pouvons alors cartographier l'histoire de l'expansion de l'Univers.

Deux aspects clés de l'établissement d'une bougie standard sont la définition de la classe (comment définir et sélectionner les objets) et l'étalonnage (comment amener les objets à un point de référence commun). La définition de classe doit être suffisamment restreinte pour fournir quelque chose de standardisable, et l'étalonnage doit être suffisamment précis pour fournir de bonnes mesures de distance.

Les bougies standard les plus importantes aujourd'hui sont les supernovae de type Ia, dont l'utilisation pionnière a conduit à la découverte de l'énergie noire, basée sur la relation de Phillips découverte par Mark M. Phillips en 1993. Les premières bougies standard découvertes sont des variables céphéides, des étoiles dont la période de variation en luminosité peut se traduire en distance. Celles-ci ont été identifiées pour la première fois par Henrietta Swan Leavitt en 1908 et établies de manière plus concluante en 1912. Grâce aux bougies standard des céphéides, Edwin Hubble a pu mesurer plus tard la distance aux nébuleuses et montrer qu'elles étaient situées en dehors de la Voie lactée. Ainsi, le « Grand Débat » sur la question de savoir si la Voie Lactée constitue tout l'Univers ou s'il existe d'autres galaxies lointaines a été réglé.


Supernovae en tant que bougies standard dans le proche infrarouge : mesure de H0

Le domaine de la cosmologie de précision est à un tournant fascinant, comme expliqué dans les rapports Astrobites’ sur le sujet au cours des derniers mois. Diverses mesures de H0 – le taux d'expansion de l'univers – sont en désaccord les unes avec les autres. Dans l'histoire d'effectuer des mesures H0 avec une variété de sondes, aujourd'hui mordre aborde les mesures locales et "directes" de H0 à partir de supernovae, c'est-à-dire d'étoiles qui explosent !

Fig 1. SN 1994D (en bas à gauche), une supernova de type Ia dans toute sa splendeur, accompagnant sa galaxie hôte NGC 4526 (Crédit photo : NASA/ESA – HST)

Supernovae et l'échelle des distances

Les supernovae sont un élément crucial de l'échelle de distance cosmique. Les astrophysiciens utilisent des mesures directes d'objets proches (par exemple des étoiles) pour quantifier les distances d'objets intermédiaires, pour quantifier les distances d'objets intermédiaires (par exemple, des étoiles variables comme les variables RR Lyrae et Cepheid), pour quantifier les distances d'objets lointains, etc. L'un des échelons les plus élevés de cette échelle sont les supernovae de type Ia (SNe). Ces supernovae (SNe) se forment à partir d'un mécanisme connu fixe (une étoile naine blanche binaire accrétant de la matière d'une étoile compagnon et explosant à une masse et une luminosité fixes), ce qui en fait des indicateurs de distance fiables. Nous savons à quelle luminosité s'attendre de ces SNe s'ils explosaient à côté, et leur luminosité réelle observée nous dira exactement à quelle distance ils se trouvent ! C'est ce qu'on appelle être un bougie standard. Les bougies de type Ia SNe sont standard. Eh bien, en quelque sorte.

Fig 2. Courbes de lumière des supernovae – magnitude en fonction du temps. Les courbes lumineuses de la bande B ont une seule amplitude de crête, tandis que les courbes lumineuses de la bande J en ont deux. (Crédit : Swinburne Astronomy/COSMOS)

Photométriquement, la plupart des travaux effectués dans le domaine de la cosmologie des supernovas s'articulent autour de la prise d'images de SNe dans les bandes de longueur d'onde « optiques » (par exemple, les filtres B, V) au fil du temps. Tracer les magnitudes absolues (ou la luminosité/la luminosité intrinsèque) d'une supernova de type Ia observée en fonction du temps dans différentes gammes de longueurs d'onde ressemble à quelque chose comme Figure 2 (De plus en plus rouge à mesure que nous montons dans le courbe de lumière parcelle). On peut voir que l'observation de Type Ia SNe dans des bandes plus bleues comme B (

4500 Angstroms) montre généralement un pic de luminosité, tout en regardant dans des bandes plus rouges comme J (

12000 Angstroms), nous voyons deux pics.

En gardant cela à l'esprit, il est important de discuter des différentes mises en garde qui entrent dans la réalisation de mesures de distance via SNe :

  1. Il est généralement observé que les luminosités de crête de la bande B varient beaucoup plus d'une supernova à l'autre que les luminosités de crête de la bande J. Cette « dispersion » se propage ensuite comme une incertitude systématique qui affecte directement les mesures de cosmologie, c'est-à-dire nos contraintes sur H0.
  2. De plus, les luminosités de crête de la bande B souffrent de plus rougissantque les luminosités de crête de la bande J, c'est-à-dire qu'une plus grande partie de leur lumière bleue est dispersée. C'est une autre systématique ! – la relation entre la luminosité de crête et la largeur du pic dans le type Ia SNe – est une plus grande source d'incertitude dans les luminosités de crête de la bande B que les luminosités de crête de la bande J.

C'est là que le papier d'aujourd'hui entre en scène.

Ce travail : Supernovae comme bougies standard proche infrarouge

Dhawan et al. suggèrent d'utiliser des magnitudes de crête de bande J (ou des magnitudes d'autres bandes de longueur d'onde proche infrarouge) pour quantifier les distances à ces SNe (voir un traitement des distances de luminosité et H0 dans les liens au début). En raison de la systématique intrinsèque inférieure dans les magnitudes maximales de la bande J, une supernova dans le proche infrarouge (J, H) pourrait potentiellement agir comme plus standard de une bougie que dans l'optique (B, V). Cela implique que les courbes de lumière proche infrarouge pourraient compléter ou même améliorer les mesures de H0, en utilisant le type Ia SNe comme bougies standard proche infrarouge.

Fig 3. Deux courbes de lumière de type Ia Supernovae dans la bande J – magnitudes vs temps – utilisées dans ce travail. Les graphiques ci-dessous reflètent les incertitudes. 27 SNe et leurs courbes de lumière ajustées ont été utilisées pour calculer les amplitudes des pics de la bande J. (Figure A2 de Dhawan et al.)

Cet article utilise 9 SNe de type Ia comme étalons (leurs distances de luminosité sont déjà bien connues) et utilise leurs courbes de lumière proche infrarouge pour estimer les distances de luminosité à 27 autres SNe. Ce travail, comme mentionné ci-dessus, suppose que les SNe sont des bougies standard dans leurs amplitudes de crête de bande J. Ces pics sont calculés à l'aide d'une technique appelée Ajustement par interpolation du processus gaussien (voir Figure 3). La simplicité de l'approche de cet article réside dans le fait que ce travail n'apporte aucune correction standard à ces amplitudes de pic. Quelle est la particularité de cela, demandez-vous? La beauté ici est que, contrairement à l'analyse impliquant des amplitudes de pic optiques (bande B), cette analyse ne corrige pas la forme de la courbe de lumière (relation de Phillips & 8217 !) ou le rougissement (diffusion !). Ensuite, les amplitudes maximales sont directement utilisées pour calculer les distances à ces SNe (via l'ajustement d'un modèle bayésien à l'ensemble de données total et en effectuant un échantillonnage MCMC de la distribution postérieure). Vous devez vous demander – avec ces hypothèses, quelle serait la qualité des calculs de distance de luminosité (et H0)?

Ce travail trouve que la médiane H0 = 72,78 +1,6 -1.57 km s -1 Mpc -1 (Figure 4). Cela implique une incertitude de 2,2% qui est en bon accord avec les valeurs médianes et les incertitudes des analyses SNe impliquant des magnitudes de pic optiques ! De plus, on constate également que le fait de peaufiner l'échantillon SNe – en utilisant uniquement le SNe le plus éloigné, ou uniquement en utilisant SNe d'une enquête spécifique qui aurait sa propre systématique – modifie la valeur H0 de 1 à 2 % au maximum. Ceux-ci, et plusieurs autres « recoupements approfondis » dans ce travail établissent que les amplitudes de pic de la bande J peuvent être utilisées comme estimateurs robustes de H0 et constituent des échelons précieux sur l'échelle des distances cosmiques. De plus, la cohérence entre les valeurs H0 du proche infrarouge et des pics optiques dans SNe (et une légère différence par rapport à la valeur CMB de H0) démontre que « les incertitudes systématiques dépendantes de la longueur d'onde » le rougissement et la forme de la courbe de lumière. #8211 peut ne pas être principalement responsable de la tension entre les mesures SNe et CMB de H0.

Fig 4. Le diagramme de Hubble (en haut), contenant les 27 SNe de type IA utilisés dans ce travail. Cela donne une valeur médiane H0 cohérente avec d'autres estimations SNe, ainsi qu'une incertitude H0 comparable à d'autres travaux (en bas). (Figure 3 de Dhawan et al.)

Quel avenir pour la cosmologie de la supernova ?

Dhawan et al. ont fait allusion à l'efficacité de l'utilisation de SNe comme bougies standard dans le proche infrarouge par rapport à SNe comme bougies standard optiques avec corrections systématiques, et ont obtenu des valeurs comparables de H0. L'extension de cet échantillon à un plus grand nombre de SNe, ainsi que l'utilisation de courbes de lumière en bande H pour restreindre davantage les distances de luminosité amélioreront certainement cette analyse dans le temps à venir. Comme les Astrobites liés ci-dessus l'ont mentionné à plusieurs reprises, le domaine des mesures précises du taux d'expansion de l'univers entre tout juste dans son sillon, avec de nouvelles enquêtes, de nouvelles sondes et de nouvelles méthodologies, tout comme le papier d'aujourd'hui. Regarder cet espace pourrait bien valoir votre temps!


Contenu

A la base de l'échelle se trouvent fondamental mesures de distance, dans lesquelles les distances sont déterminées directement, sans hypothèses physiques sur la nature de l'objet en question. La mesure précise des positions stellaires fait partie de la discipline de l'astrométrie.

Unité astronomique Modifier

Les mesures de distance directes sont basées sur l'unité astronomique (UA), qui est définie comme la distance moyenne entre la Terre et le Soleil. Les lois de Kepler fournissent des rapports précis des tailles des orbites des objets en orbite autour du Soleil, mais ne fournissent aucune mesure de l'échelle globale du système d'orbite. Le radar est utilisé pour mesurer la distance entre les orbites de la Terre et d'un deuxième corps. À partir de cette mesure et du rapport des deux tailles d'orbite, la taille de l'orbite terrestre est calculée. L'orbite terrestre est connue avec une précision absolue de quelques mètres et une précision relative de quelques parties sur 100 milliards ( 1 × 10 −11 ).

Historiquement, les observations des transits de Vénus étaient cruciales pour déterminer l'UA dans la première moitié du 20e siècle, les observations d'astéroïdes étaient également importantes. À l'heure actuelle, l'orbite de la Terre est déterminée avec une grande précision en utilisant des mesures radar des distances à Vénus et d'autres planètes et astéroïdes proches, [2] et en suivant les engins spatiaux interplanétaires dans leurs orbites autour du Soleil à travers le système solaire.

Parallaxe Modifier

Les mesures de distance fondamentales les plus importantes proviennent de la parallaxe trigonométrique. Au fur et à mesure que la Terre orbite autour du Soleil, la position des étoiles proches semblera légèrement changer par rapport à l'arrière-plan plus éloigné. Ces décalages sont des angles dans un triangle isocèle, avec 2 UA (la distance entre les positions extrêmes de l'orbite de la Terre autour du Soleil) faisant la jambe de base du triangle et la distance à l'étoile étant les longues jambes égales. La quantité de décalage est assez faible, mesurant 1 seconde d'arc pour un objet à une distance de 1 parsec (3,26 années-lumière) des étoiles les plus proches, puis diminuant en quantité angulaire à mesure que la distance augmente. Les astronomes expriment généralement les distances en unités de parsecs (secondes d'arc de parallaxe). Les années-lumière sont utilisées dans les médias populaires.

Parce que la parallaxe devient plus petite pour une plus grande distance stellaire, les distances utiles ne peuvent être mesurées que pour les étoiles suffisamment proches pour avoir une parallaxe supérieure à quelques fois la précision de la mesure. Dans les années 1990, par exemple, la mission Hipparcos a obtenu des parallaxes pour plus de cent mille étoiles avec une précision d'environ une milliseconde d'arc, [3] fournissant des distances utiles pour les étoiles jusqu'à quelques centaines de parsecs. Le télescope Hubble WFC3 a désormais le potentiel de fournir une précision de 20 à 40 microsecondes d'arc, permettant des mesures de distance fiables jusqu'à 5 000 parsecs (16 000 al) pour un petit nombre d'étoiles. [4] [5] En 2018, Data Release 2 de la mission spatiale Gaia fournit des distances tout aussi précises à la plupart des étoiles plus brillantes que la 15e magnitude. [6]

Les étoiles ont une vitesse par rapport au Soleil qui provoque un mouvement approprié (transversal à travers le ciel) et une vitesse radiale (mouvement vers ou en s'éloignant du Soleil). Le premier est déterminé en traçant la position changeante des étoiles sur de nombreuses années, tandis que le second provient de la mesure du décalage Doppler du spectre de l'étoile causé par le mouvement le long de la ligne de visée. Pour un groupe d'étoiles avec la même classe spectrale et une gamme de magnitude similaire, une parallaxe moyenne peut être dérivée de l'analyse statistique des mouvements propres par rapport à leurs vitesses radiales. Cette méthode de parallaxe statistique est utile pour mesurer les distances des étoiles brillantes au-delà de 50 parsecs et des étoiles variables géantes, y compris les Céphéides et les variables RR Lyrae. [7]

Le mouvement du Soleil dans l'espace fournit une ligne de base plus longue qui augmentera la précision des mesures de parallaxe, connue sous le nom de parallaxe séculaire. Pour les étoiles du disque de la Voie lactée, cela correspond à une ligne de base moyenne de 4 UA par an, tandis que pour les étoiles du halo, la ligne de base est de 40 UA par an. Après plusieurs décennies, la ligne de base peut être des ordres de grandeur supérieurs à la ligne de base Terre-Soleil utilisée pour la parallaxe traditionnelle. Cependant, la parallaxe séculaire introduit un niveau d'incertitude plus élevé car la vitesse relative des étoiles observées est une inconnue supplémentaire. Lorsqu'elle est appliquée à des échantillons d'étoiles multiples, l'incertitude peut être réduite, l'incertitude est inversement proportionnelle à la racine carrée de la taille de l'échantillon. [dix]

La parallaxe d'amas mobile est une technique où les mouvements d'étoiles individuelles dans un amas d'étoiles proche peuvent être utilisés pour trouver la distance jusqu'à l'amas. Seuls les clusters ouverts sont suffisamment proches pour que cette technique soit utile. En particulier, la distance obtenue pour les Hyades a historiquement été une étape importante dans l'échelle des distances.

D'autres objets individuels peuvent avoir des estimations de distance fondamentale pour eux dans des circonstances particulières. Si l'expansion d'un nuage de gaz, comme un reste de supernova ou une nébuleuse planétaire, peut être observée au fil du temps, alors un parallaxe d'expansion distance à ce nuage peut être estimée. Ces mesures souffrent cependant d'incertitudes sur la déviation de l'objet par rapport à la sphéricité. Les étoiles binaires qui sont à la fois des binaires visuels et spectroscopiques peuvent également avoir leur distance estimée par des moyens similaires, et ne souffrent pas de l'incertitude géométrique ci-dessus. La caractéristique commune à ces méthodes est qu'une mesure du mouvement angulaire est combinée à une mesure de la vitesse absolue (généralement obtenue via l'effet Doppler). L'estimation de la distance provient du calcul de la distance que doit parcourir l'objet pour que sa vitesse absolue observée apparaisse avec le mouvement angulaire observé.

Les parallaxes d'expansion en particulier peuvent donner des estimations de distance fondamentales pour des objets très éloignés, car les éjectas de supernova ont des vitesses d'expansion et des tailles importantes (par rapport aux étoiles). De plus, ils peuvent être observés avec des interféromètres radio qui peuvent mesurer de très petits mouvements angulaires. Ceux-ci se combinent pour fournir des estimations de distance fondamentale aux supernovae dans d'autres galaxies. [11] Bien que précieux, de tels cas sont assez rares, ils servent donc d'importants contrôles de cohérence sur l'échelle de distance plutôt que de simples marches de travail.

Presque tous les objets astronomiques utilisés comme indicateurs de distance physique appartiennent à une classe dont la luminosité est connue. En comparant cette luminosité connue à la luminosité observée d'un objet, la distance à l'objet peut être calculée en utilisant la loi de l'inverse des carrés. Ces objets de luminosité connue sont appelés bougies standards, inventé par Henrietta Swan Leavitt. [12]

La luminosité d'un objet peut être exprimée en termes de magnitude absolue. Cette quantité est dérivée du logarithme de sa luminosité vue à une distance de 10 parsecs. La magnitude apparente, la magnitude vue par l'observateur (un instrument appelé bolomètre est utilisé), peut être mesurée et utilisée avec la magnitude absolue pour calculer la distance à l'objet dans les parsecs [13] comme suit :

m est la grandeur apparente, et M la grandeur absolue. Pour que cela soit précis, les deux amplitudes doivent être dans la même bande de fréquence et il ne peut y avoir de mouvement relatif dans la direction radiale. Certains moyens de corriger l'extinction interstellaire, qui rend également les objets plus pâles et plus rouges, sont nécessaires, surtout si l'objet se trouve dans une région poussiéreuse ou gazeuse. [14] La différence entre les magnitudes absolues et apparentes d'un objet est appelée son module de distance, et les distances astronomiques, en particulier celles intergalactiques, sont parfois tabulées de cette manière.

Problèmes Modifier

Deux problèmes existent pour toute classe de bougie standard. Le principal est l'étalonnage, c'est-à-dire la détermination de la magnitude absolue de la bougie. Cela inclut de définir suffisamment bien la classe pour que les membres puissent être reconnus et de trouver suffisamment de membres de cette classe avec des distances bien connues pour permettre de déterminer leur véritable magnitude absolue avec suffisamment de précision. Le deuxième problème réside dans la reconnaissance des membres de la classe, et non par erreur d'utilisation d'un calibrage standard de bougie sur un objet qui n'appartient pas à la classe. A des distances extrêmes, où l'on souhaite le plus utiliser un indicateur de distance, ce problème de reconnaissance peut être assez grave.

Un problème important avec les bougies standard est la question récurrente de leur standard. Par exemple, toutes les observations semblent indiquer que les supernovae de type Ia dont la distance est connue ont la même luminosité (corrigée par la forme de la courbe lumineuse). La base de cette proximité de luminosité est discutée ci-dessous, cependant, il est possible que les supernovae de type Ia distantes aient des propriétés différentes de celles des supernovae de type Ia proches. L'utilisation de supernovae de type Ia est cruciale pour déterminer le modèle cosmologique correct. Si effectivement les propriétés des supernovae de type Ia sont différentes aux grandes distances, c'est à dire si l'extrapolation de leur calibration à des distances arbitraires n'est pas valable, ignorer cette variation peut biaiser dangereusement la reconstruction des paramètres cosmologiques, en particulier la reconstruction du paramètre de densité de matière . [15] [ éclaircissements nécessaires ]

Que ce n'est pas simplement une question philosophique peut être vu à partir de l'histoire des mesures de distance utilisant des variables Cepheid. Dans les années 1950, Walter Baade a découvert que les variables céphéides voisines utilisées pour calibrer la bougie standard étaient d'un type différent de celles utilisées pour mesurer les distances aux galaxies voisines. Les variables céphéides proches étaient des étoiles de population I avec une teneur en métal beaucoup plus élevée que les étoiles distantes de population II. En conséquence, les étoiles de la population II étaient en réalité beaucoup plus brillantes qu'on ne le croyait, et une fois corrigé, cela a eu pour effet de doubler les distances aux amas globulaires, aux galaxies voisines et au diamètre de la Voie lactée.

Les ondes gravitationnelles provenant de la phase inspiratoire des systèmes binaires compacts, tels que les étoiles à neutrons ou les trous noirs, ont la propriété utile que l'énergie émise sous forme de rayonnement gravitationnel provient exclusivement de l'énergie orbitale de la paire, et le rétrécissement résultant de leurs orbites est directement observable. comme une augmentation de la fréquence des ondes gravitationnelles émises. A l'ordre du jour, le taux de changement de fréquence f est donné par [16] [17] : 38

En observant la forme d'onde, la masse de chirp peut être calculée et donc la puissance (taux d'émission d'énergie) des ondes gravitationnelles. Ainsi, une telle source d'ondes gravitationnelles est un sirène standard d'intensité connue. [20] [17]

Comme pour les bougies standards, compte tenu des amplitudes émises et reçues, la loi de l'inverse des carrés détermine la distance à la source. Il existe cependant quelques différences avec les bougies standard. Les ondes gravitationnelles ne sont pas émises de manière isotrope, mais la mesure de la polarisation de l'onde fournit suffisamment d'informations pour déterminer l'angle d'émission. Les détecteurs d'ondes gravitationnelles ont également des diagrammes d'antenne anisotropes, de sorte que la position de la source sur le ciel par rapport aux détecteurs est nécessaire pour déterminer l'angle de réception. Généralement, si une onde est détectée par un réseau de trois détecteurs à différents endroits, le réseau mesurera suffisamment d'informations pour effectuer ces corrections et obtenir la distance. Contrairement aux bougies standard, les ondes gravitationnelles ne nécessitent aucun étalonnage par rapport à d'autres mesures de distance. La mesure de la distance nécessite bien sûr l'étalonnage des détecteurs d'ondes gravitationnelles, mais alors la distance est fondamentalement donnée comme un multiple de la longueur d'onde de la lumière laser utilisée dans l'interféromètre à ondes gravitationnelles.

Il existe d'autres considérations qui limitent la précision de cette distance, en plus de l'étalonnage du détecteur. Heureusement, les ondes gravitationnelles ne sont pas sujettes à l'extinction en raison d'un milieu absorbant intermédiaire. Mais ils sont soumis à la lentille gravitationnelle, au même titre que la lumière. Si un signal est fortement lentille, alors il peut être reçu sous forme d'événements multiples, séparés dans le temps (l'analogue de plusieurs images d'un quasar, par exemple). L'effet de lentille faible est moins facile à discerner et à contrôler, où le chemin du signal à travers l'espace est affecté par de nombreux petits événements de grossissement et de dégrossissement. Ceci sera important pour les signaux provenant de redshifts cosmologiques supérieurs à 1. Enfin, il est difficile pour les réseaux de détecteurs de mesurer avec précision la polarisation d'un signal si le système binaire est observé presque de face [21] de tels signaux souffrent d'erreurs significativement plus importantes dans la mesure de distance. Malheureusement, les binaires rayonnent le plus fortement perpendiculairement au plan orbital, de sorte que les signaux de face sont intrinsèquement plus forts et les plus couramment observés.

Si le binaire est constitué d'une paire d'étoiles à neutrons, leur fusion s'accompagnera d'une explosion kilonova/hypernova qui pourra permettre d'identifier avec précision la position par les télescopes électromagnétiques. In such cases, the redshift of the host galaxy allows a determination of the Hubble constant H 0 > . [19] This was the case for GW170817, which was used to make the first such measurement. [22] Even if no electromagnetic counterpart can be identified for an ensemble of signals, it is possible to use a statistical method to infer the value of H 0 > . [19]

Another class of physical distance indicator is the standard ruler. In 2008, galaxy diameters have been proposed as a possible standard ruler for cosmological parameter determination. [23] More recently the physical scale imprinted by baryon acoustic oscillations (BAO) in the early universe has been used. In the early universe (before recombination) the baryons and photons scatter off each other, and form a tightly-coupled fluid that can support sound waves. The waves are sourced by primordial density perturbations, and travel at speed that can be predicted from the baryon density and other cosmological parameters. The total distance that these sound waves can travel before recombination determines a fixed scale, which simply expands with the universe after recombination. BAO therefore provide a standard ruler that can be measured in galaxy surveys from the effect of baryons on the clustering of galaxies. The method requires an extensive galaxy survey in order to make this scale visible, but has been measured with percent-level precision (see baryon acoustic oscillations). The scale does depend on cosmological parameters like the baryon and matter densities, and the number of neutrinos, so distances based on BAO are more dependent on cosmological model than those based on local measurements.

Light echos can be also used as standard rulers, [24] [25] although it is challenging to correctly measure the source geometry. [26] [27]

With few exceptions, distances based on direct measurements are available only out to about a thousand parsecs, which is a modest portion of our own Galaxy. For distances beyond that, measures depend upon physical assumptions, that is, the assertion that one recognizes the object in question, and the class of objects is homogeneous enough that its members can be used for meaningful estimation of distance.

Physical distance indicators, used on progressively larger distance scales, include:

    , uses orbital parameters of visual binaries to measure the mass of the system, and hence use the mass–luminosity relation to determine the luminosity
      — In the last decade, measurement of eclipsing binaries' fundamental parameters has become possible with 8-meter class telescopes. This makes it feasible to use them as indicators of distance. Recently, they have been used to give direct distance estimates to the Large Magellanic Cloud (LMC), Small Magellanic Cloud (SMC), Andromeda Galaxy and Triangulum Galaxy. Eclipsing binaries offer a direct method to gauge the distance to galaxies to a new improved 5% level of accuracy which is feasible with current technology to a distance of around 3 Mpc (3 million parsecs). [28]
      (TRGB) distance indicator. (PNLF) (GCLF) (SBF)

    Main sequence fitting Edit

    When the absolute magnitude for a group of stars is plotted against the spectral classification of the star, in a Hertzsprung–Russell diagram, evolutionary patterns are found that relate to the mass, age and composition of the star. In particular, during their hydrogen burning period, stars lie along a curve in the diagram called the main sequence. By measuring these properties from a star's spectrum, the position of a main sequence star on the H–R diagram can be determined, and thereby the star's absolute magnitude estimated. A comparison of this value with the apparent magnitude allows the approximate distance to be determined, after correcting for interstellar extinction of the luminosity because of gas and dust.

    In a gravitationally-bound star cluster such as the Hyades, the stars formed at approximately the same age and lie at the same distance. This allows relatively accurate main sequence fitting, providing both age and distance determination.

    Extragalactic distance indicators [31]
    Method Uncertainty for Single Galaxy (mag) Distance to Virgo Cluster (Mpc) Range (Mpc)
    Classical Cepheids 0.16 15–25 29
    Novae 0.4 21.1 ± 3.9 20
    Planetary Nebula Luminosity Function 0.3 15.4 ± 1.1 50
    Globular Cluster Luminosity Function 0.4 18.8 ± 3.8 50
    Surface Brightness Fluctuations 0.3 15.9 ± 0.9 50
    Sigma-D relation 0.5 16.8 ± 2.4 > 100
    Type Ia Supernovae 0.10 19.4 ± 5.0 > 1000

    The extragalactic distance scale is a series of techniques used today by astronomers to determine the distance of cosmological bodies beyond our own galaxy, which are not easily obtained with traditional methods. Some procedures utilize properties of these objects, such as stars, globular clusters, nebulae, and galaxies as a whole. Other methods are based more on the statistics and probabilities of things such as entire galaxy clusters.

    Wilson–Bappu effect Edit

    Discovered in 1956 by Olin Wilson and M.K. Vainu Bappu, the Wilson–Bappu effect utilizes the effect known as spectroscopic parallax. Many stars have features in their spectra, such as the calcium K-line, that indicate their absolute magnitude. The distance to the star can then be calculated from its apparent magnitude using the distance modulus.

    There are major limitations to this method for finding stellar distances. The calibration of the spectral line strengths has limited accuracy and it requires a correction for interstellar extinction. Though in theory this method has the ability to provide reliable distance calculations to stars up to 7 megaparsecs (Mpc), it is generally only used for stars at hundreds of kiloparsecs (kpc).

    Classical Cepheids Edit

    Beyond the reach of the Wilson–Bappu effect, the next method relies on the period-luminosity relation of classical Cepheid variable stars. The following relation can be used to calculate the distance to Galactic and extragalactic classical Cepheids:

    Several problems complicate the use of Cepheids as standard candles and are actively debated, chief among them are: the nature and linearity of the period-luminosity relation in various passbands and the impact of metallicity on both the zero-point and slope of those relations, and the effects of photometric contamination (blending) and a changing (typically unknown) extinction law on Cepheid distances. [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42]

    These unresolved matters have resulted in cited values for the Hubble constant ranging between 60 km/s/Mpc and 80 km/s/Mpc. Resolving this discrepancy is one of the foremost problems in astronomy since some cosmological parameters of the Universe may be constrained significantly better by supplying a precise value of the Hubble constant. [43] [44]

    Cepheid variable stars were the key instrument in Edwin Hubble's 1923 conclusion that M31 (Andromeda) was an external galaxy, as opposed to a smaller nebula within the Milky Way. He was able to calculate the distance of M31 to 285 Kpc, today's value being 770 Kpc.

    As detected thus far, NGC 3370, a spiral galaxy in the constellation Leo, contains the farthest Cepheids yet found at a distance of 29 Mpc. Cepheid variable stars are in no way perfect distance markers: at nearby galaxies they have an error of about 7% and up to a 15% error for the most distant.

    Supernovae Edit

    There are several different methods for which supernovae can be used to measure extragalactic distances.

    Measuring a supernova's photosphere Edit

    We can assume that a supernova expands in a spherically symmetric manner. If the supernova is close enough such that we can measure the angular extent, θ(t), of its photosphere, we can use the equation

    where ω is angular velocity, θ is angular extent. In order to get an accurate measurement, it is necessary to make two observations separated by time Δt. Subsequently, we can use

    where d is the distance to the supernova, Vej is the supernova's ejecta's radial velocity (it can be assumed that Vej equals Vθ if spherically symmetric).

    This method works only if the supernova is close enough to be able to measure accurately the photosphere. Similarly, the expanding shell of gas is in fact not perfectly spherical nor a perfect blackbody. Also interstellar extinction can hinder the accurate measurements of the photosphere. This problem is further exacerbated by core-collapse supernova. All of these factors contribute to the distance error of up to 25%.

    Type Ia light curves Edit

    Type Ia supernovae are some of the best ways to determine extragalactic distances. Ia's occur when a binary white dwarf star begins to accrete matter from its companion star. As the white dwarf gains matter, eventually it reaches its Chandrasekhar limit of 1.4 M ⊙ > .

    Once reached, the star becomes unstable and undergoes a runaway nuclear fusion reaction. Because all Type Ia supernovae explode at about the same mass, their absolute magnitudes are all the same. This makes them very useful as standard candles. All Type Ia supernovae have a standard blue and visual magnitude of

    Therefore, when observing a Type Ia supernova, if it is possible to determine what its peak magnitude was, then its distance can be calculated. It is not intrinsically necessary to capture the supernova directly at its peak magnitude using the multicolor light curve shape method (MLCS), the shape of the light curve (taken at any reasonable time after the initial explosion) is compared to a family of parameterized curves that will determine the absolute magnitude at the maximum brightness. This method also takes into effect interstellar extinction/dimming from dust and gas.

    Similarly, the stretch method fits the particular supernovae magnitude light curves to a template light curve. This template, as opposed to being several light curves at different wavelengths (MLCS) is just a single light curve that has been stretched (or compressed) in time. By using this Stretch Factor, the peak magnitude can be determined. [45]

    Using Type Ia supernovae is one of the most accurate methods, particularly since supernova explosions can be visible at great distances (their luminosities rival that of the galaxy in which they are situated), much farther than Cepheid Variables (500 times farther). Much time has been devoted to the refining of this method. The current uncertainty approaches a mere 5%, corresponding to an uncertainty of just 0.1 magnitudes.

    Novae in distance determinations Edit

    Novae can be used in much the same way as supernovae to derive extragalactic distances. There is a direct relation between a nova's max magnitude and the time for its visible light to decline by two magnitudes. This relation is shown to be:

    After novae fade, they are about as bright as the most luminous Cepheid variable stars, therefore both these techniques have about the same max distance:

    20 Mpc. The error in this method produces an uncertainty in magnitude of about ±0.4

    Globular cluster luminosity function Edit

    Based on the method of comparing the luminosities of globular clusters (located in galactic halos) from distant galaxies to that of the Virgo Cluster, the globular cluster luminosity function carries an uncertainty of distance of about 20% (or 0.4 magnitudes).

    US astronomer William Alvin Baum first attempted to use globular clusters to measure distant elliptical galaxies. He compared the brightest globular clusters in Virgo A galaxy with those in Andromeda, assuming the luminosities of the clusters were the same in both. Knowing the distance to Andromeda, Baum has assumed a direct correlation and estimated Virgo A's distance.

    Baum used just a single globular cluster, but individual formations are often poor standard candles. Canadian astronomer René Racine assumed the use of the globular cluster luminosity function (GCLF) would lead to a better approximation. The number of globular clusters as a function of magnitude is given by:

    where m0 is the turnover magnitude, M0 is the magnitude of the Virgo cluster, and sigma is the dispersion

    It is important to remember that it is assumed that globular clusters all have roughly the same luminosities within the universe. There is no universal globular cluster luminosity function that applies to all galaxies.

    Planetary nebula luminosity function Edit

    Like the GCLF method, a similar numerical analysis can be used for planetary nebulae (note the use of more than one!) within far off galaxies. The planetary nebula luminosity function (PNLF) was first proposed in the late 1970s by Holland Cole and David Jenner. They suggested that all planetary nebulae might all have similar maximum intrinsic brightness, now calculated to be M = −4.53. This would therefore make them potential standard candles for determining extragalactic distances.

    Astronomer George Howard Jacoby and his colleagues later proposed that the PNLF function equaled:

    Where N(M) is number of planetary nebula, having absolute magnitude M. M* is equal to the nebula with the brightest magnitude.

    Surface brightness fluctuation method Edit

    The following method deals with the overall inherent properties of galaxies. These methods, though with varying error percentages, have the ability to make distance estimates beyond 100 Mpc, though it is usually applied more locally.

    The surface brightness fluctuation (SBF) method takes advantage of the use of CCD cameras on telescopes. Because of spatial fluctuations in a galaxy's surface brightness, some pixels on these cameras will pick up more stars than others. However, as distance increases the picture will become increasingly smoother. Analysis of this describes a magnitude of the pixel-to-pixel variation, which is directly related to a galaxy's distance.

    Sigma-D relation Edit

    The Sigma-D relation (or Σ-D relation), used in elliptical galaxies, relates the angular diameter (D) of the galaxy to its velocity dispersion. It is important to describe exactly what D represents, in order to understand this method. It is, more precisely, the galaxy's angular diameter out to the surface brightness level of 20.75 B-mag arcsec −2 . This surface brightness is independent of the galaxy's actual distance from us. Instead, D is inversely proportional to the galaxy's distance, represented as d. Thus, this relation does not employ standard candles. Rather, D provides a standard ruler. This relation between D and Σ is

    log ⁡ ( D ) = 1.333 log ⁡ ( Σ ) + C

    Where C is a constant which depends on the distance to the galaxy clusters. [46]

    This method has the potential to become one of the strongest methods of galactic distance calculators, perhaps exceeding the range of even the Tully–Fisher method. As of today, however, elliptical galaxies aren't bright enough to provide a calibration for this method through the use of techniques such as Cepheids. Instead, calibration is done using more crude methods.

    A succession of distance indicators, which is the distance ladder, is needed for determining distances to other galaxies. The reason is that objects bright enough to be recognized and measured at such distances are so rare that few or none are present nearby, so there are too few examples close enough with reliable trigonometric parallax to calibrate the indicator. For example, Cepheid variables, one of the best indicators for nearby spiral galaxies, cannot yet be satisfactorily calibrated by parallax alone, though the Gaia space mission can now weigh in on that specific problem. The situation is further complicated by the fact that different stellar populations generally do not have all types of stars in them. Cepheids in particular are massive stars, with short lifetimes, so they will only be found in places where stars have very recently been formed. Consequently, because elliptical galaxies usually have long ceased to have large-scale star formation, they will not have Cepheids. Instead, distance indicators whose origins are in an older stellar population (like novae and RR Lyrae variables) must be used. However, RR Lyrae variables are less luminous than Cepheids, and novae are unpredictable and an intensive monitoring program—and luck during that program—is needed to gather enough novae in the target galaxy for a good distance estimate.

    Because the more distant steps of the cosmic distance ladder depend upon the nearer ones, the more distant steps include the effects of errors in the nearer steps, both systematic and statistical ones. The result of these propagating errors means that distances in astronomy are rarely known to the same level of precision as measurements in the other sciences, and that the precision necessarily is poorer for more distant types of object.

    Another concern, especially for the very brightest standard candles, is their "standardness": how homogeneous the objects are in their true absolute magnitude. For some of these different standard candles, the homogeneity is based on theories about the formation and evolution of stars and galaxies, and is thus also subject to uncertainties in those aspects. For the most luminous of distance indicators, the Type Ia supernovae, this homogeneity is known to be poor [47] [ clarification needed ] however, no other class of object is bright enough to be detected at such large distances, so the class is useful simply because there is no real alternative.

    The observational result of Hubble's Law, the proportional relationship between distance and the speed with which a galaxy is moving away from us (usually referred to as redshift) is a product of the cosmic distance ladder. Edwin Hubble observed that fainter galaxies are more redshifted. Finding the value of the Hubble constant was the result of decades of work by many astronomers, both in amassing the measurements of galaxy redshifts and in calibrating the steps of the distance ladder. Hubble's Law is the primary means we have for estimating the distances of quasars and distant galaxies in which individual distance indicators cannot be seen.


    Title: Measuring the Hubble constant with Type Ia supernovae as near-infrared standard candles

    The most precise local measurements of H0 rely on observations of Type Ia supernovae (SNe Ia) coupled with Cepheid distances to SN Ia host galaxies. Recent results have shown tension comparing H0 to the value inferred from CMB observations assuming ΛCDM, making it important to check for potential systematic uncertainties in either approach. To date, precise local H0 measurements have used SN Ia distances based on optical photometry, with corrections for light curve shape and colour. Here, we analyse SNe Ia as standard candles in the near-infrared (NIR), where luminosity variations in the supernovae and extinction by dust are both reduced relative to the optical. From a combined fit to 9 nearby calibrator SNe with host Cepheid distances from Riess et al. (2016) and 27 SNe in the Hubble flow, we estimate the absolute peak J magnitude MJ = -18.524 ± 0.041 mag and H0 = 72.8 ± 1.6 (statistical) ±2.7 (systematic) km s -1 Mpc -1 . The 2.2% statistical uncertainty demonstrates that the NIR provides a compelling avenue to measuring SN Ia distances, and for our sample the intrinsic (unmodeled) peak J magnitude scatter is just

    0.10 mag, even without light curve shape or colour corrections. Our results do not varymore » significantly with different sample selection criteria, though photometric calibration in the NIR may be a dominant systematic uncertainty. Our findings suggest that tension in the competing H0 distance ladders is likely not a result of supernova systematics that could be expected to vary between optical and NIR wavelengths, like dust extinction. We anticipate further improvements in H0 with a larger calibrator sample of SNe Ia with Cepheid distances, more Hubble flow SNe Ia with NIR light curves, and better use of the full NIR photometric data set beyond simply the peak J-band magnitude. « moins

    1. European Southern Observatory, Garching (Germany) Technische Univ. Munchen, Garching (Germany). Excellence Cluster Universe Technische Univ. Munchen, Garching (Germany). Dept. Physik Stockholm Univ., Stockholm (Sweden). Oskar Klein Centre, Dept. of Physics
    2. Rutgers Univ., Piscataway, NJ (United States). Département de physique et d'astronomie
    3. European Southern Observatory, Garching (Germany) Technische Univ. Munchen, Garching (Germany). Excellence Cluster Universe

    Formats de citation

    0.10 mag, even without light curve shape or colour corrections. Our results do not vary significantly with different sample selection criteria, though photometric calibration in the NIR may be a dominant systematic uncertainty. Our findings suggest that tension in the competing H0 distance ladders is likely not a result of supernova systematics that could be expected to vary between optical and NIR wavelengths, like dust extinction. We anticipate further improvements in H0 with a larger calibrator sample of SNe Ia with Cepheid distances, more Hubble flow SNe Ia with NIR light curves, and better use of the full NIR photometric data set beyond simply the peak J-band magnitude.>,
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    We have obtained 1087 NIR (JHKS) measurements of 21 SNe Ia using PAIRITEL, nearly doubling the number of well-sampled NIR SN la light curves. These data strengthen the evidence that SNe la are excellent standard candles in the NIR, even without correction for optical light-curve shape. We construct fiducial NIR templates for normal SNe la from our sample, excluding only the three known peculiar SNe Ia: SN 2005bl, SN 2005hk, and SN 2005ke. The H-band absolute magnitudes in this sample of 18 SNe la have an intrinsic rms of only 0.15 mag with no correction for light-curve shape. We found a relationship between the H-band extinction and optical color excess of AH = 0.2E(B - V). This variation is as small as the scatter in distance modulus measurements currently used for cosmology based on optical light curves after corrections for light-curve shape. Combining the homogeneous PAIRITEL measurements with 23 SNe la from the literature, these 41 SNe la have standard H-band magnitudes with an rms scatter of 0.16 mag. The good match of our sample with the literature sample suggests there are few systematic problems with the photometry. We present a nearby NIR Hubble diagram that shows no correlation of the residuals from the Hubble line with light-curve properties. Future samples that account for optical and NIR light-curve shapes, absorption, spectroscopic variation, or host-galaxy properties may reveal effective ways to improve the use of SNe la as distance indicators. Since systematic errors due to dust absorption in optical bands remain the leading difficulty in the cosmological use of supemovae, the good behavior of SN Ia NIR light curves and their relative insensitivity to reddening make these objects attractive candidates for future cosmological work.

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    Type Ia supernovae are good standard candles in the near infrared : Evidence from PAIRITEL. / Wood-Vasey, W. Michael Friedman, Andrew S. Bloom, Joshua S. Hicken, Malcolm Modjaz, Maryam Kirshner, Robert P. Starr, Dan L. Blake, Cullen H. Falco, Emilio E. Szentgyorgyi, Andrew H. Challis, Peter Blondin, Stéphane Mandel, Kaisey S. Rest, Armin.

    In: Astrophysical Journal , Vol. 689, No. 1, 10.12.2008, p. 377-390.

    Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

    T1 - Type Ia supernovae are good standard candles in the near infrared

    T2 - Evidence from PAIRITEL

    AU - Szentgyorgyi, Andrew H.

    N2 - We have obtained 1087 NIR (JHKS) measurements of 21 SNe Ia using PAIRITEL, nearly doubling the number of well-sampled NIR SN la light curves. These data strengthen the evidence that SNe la are excellent standard candles in the NIR, even without correction for optical light-curve shape. We construct fiducial NIR templates for normal SNe la from our sample, excluding only the three known peculiar SNe Ia: SN 2005bl, SN 2005hk, and SN 2005ke. The H-band absolute magnitudes in this sample of 18 SNe la have an intrinsic rms of only 0.15 mag with no correction for light-curve shape. We found a relationship between the H-band extinction and optical color excess of AH = 0.2E(B - V). This variation is as small as the scatter in distance modulus measurements currently used for cosmology based on optical light curves after corrections for light-curve shape. Combining the homogeneous PAIRITEL measurements with 23 SNe la from the literature, these 41 SNe la have standard H-band magnitudes with an rms scatter of 0.16 mag. The good match of our sample with the literature sample suggests there are few systematic problems with the photometry. We present a nearby NIR Hubble diagram that shows no correlation of the residuals from the Hubble line with light-curve properties. Future samples that account for optical and NIR light-curve shapes, absorption, spectroscopic variation, or host-galaxy properties may reveal effective ways to improve the use of SNe la as distance indicators. Since systematic errors due to dust absorption in optical bands remain the leading difficulty in the cosmological use of supemovae, the good behavior of SN Ia NIR light curves and their relative insensitivity to reddening make these objects attractive candidates for future cosmological work.

    AB - We have obtained 1087 NIR (JHKS) measurements of 21 SNe Ia using PAIRITEL, nearly doubling the number of well-sampled NIR SN la light curves. These data strengthen the evidence that SNe la are excellent standard candles in the NIR, even without correction for optical light-curve shape. We construct fiducial NIR templates for normal SNe la from our sample, excluding only the three known peculiar SNe Ia: SN 2005bl, SN 2005hk, and SN 2005ke. The H-band absolute magnitudes in this sample of 18 SNe la have an intrinsic rms of only 0.15 mag with no correction for light-curve shape. We found a relationship between the H-band extinction and optical color excess of AH = 0.2E(B - V). This variation is as small as the scatter in distance modulus measurements currently used for cosmology based on optical light curves after corrections for light-curve shape. Combining the homogeneous PAIRITEL measurements with 23 SNe la from the literature, these 41 SNe la have standard H-band magnitudes with an rms scatter of 0.16 mag. The good match of our sample with the literature sample suggests there are few systematic problems with the photometry. We present a nearby NIR Hubble diagram that shows no correlation of the residuals from the Hubble line with light-curve properties. Future samples that account for optical and NIR light-curve shapes, absorption, spectroscopic variation, or host-galaxy properties may reveal effective ways to improve the use of SNe la as distance indicators. Since systematic errors due to dust absorption in optical bands remain the leading difficulty in the cosmological use of supemovae, the good behavior of SN Ia NIR light curves and their relative insensitivity to reddening make these objects attractive candidates for future cosmological work.


    A standard candle is an astronomical object that has a known absolute magnitude. They are extremely important to astronomers since by measuring the apparent magnitude of the object we can determine its distance using the formula:

    where m is the apparent magnitude of the object, M is the absolute magnitude of the object, and is the distance to the object in parsecs.

    The most commonly used standard candles in astronomy are Cepheid Variable stars and RR Lyrae stars. In both cases, the absolute magnitude of the star can be determined from its variability period.

    Type Ia supernovae are also normally classed as standard candles, but in reality they are more standardisible candles since they do not all have the same peak brightness. However, the differences in their peak luminosities are correlated with how quickly the light curve declines after maximum light via the luminosity-decline rate relation, and they can be made into standard candles by correcting for this effect.

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