Comment mesurer les distances des étoiles et des galaxies dans l'univers ?

De la Terre aux étoiles

Comment mesurer
les distances des étoiles ?

Découvrons ce que signifie …
Triangulation
Parallaxe, Parsec
Diagramme HR
Céphéides
chandelles standards
Supernovae
Tully-Fischer
Hipparcos, Gaia

Les étoiles sont-elles :
Toutes à la
même distance
et de
luminosités différentes,
ou
toutes de
même luminosité
et de
différentes distances ?
géocentrisme d'Aristote

1re méthode : la triangulation
Observation de la
même étoile à
6 mois d'écart

Déplacement
apparent
Mesure de
l'angle

La parallaxe
α = angle
extrêment petit
p = parallaxe
d = distance de
l'étoile
r = Terre - Soleil
en parsec :
d = 1/p

Nouvelle unité : le parsec
parallaxe seconde
distance à laquelle on verrait
le couple Terre –Soleil
avec un angle de
1 seconde d'arc
1 pc
= 206 265 UA
= 3,0857 1016 m
= 3,262 a.-l.
1′ (minute d'arc) = 1°/60
1″ (seconde d'arc) = 1'/60 = 0,000 277…°

Les distances des étoiles proches
Alpha du
Centaure
(proxima)
on mesure
p = 0,772"
~1/5000e °
or
1 pc =
3,262 a.l.

L’étoile la plus proche : 4,22 a.-l.

Les limites de la parallaxe
Triangle d’été
Véga :
27 années-lumière

Altaïr :
17 a.-l.

limites de la
méthode :
~ 500 a.-l.

Hipparcos a mesuré la distance de 120 000 étoiles
Gaia en mesurera 1 milliard

2e méthode : les Céphéides
géantes rouges
pulsantes
type δ cephei
permet de mesurer
d jusqu'à 4 Mpc

Magnitudes et distance
Intensité : brillance apparente
Luminosité : lumière émise

I = L/d2

x constante

La magnitude apparente m
d’une étoile dépend de son éclat E
par la loi de Pogson :

m = - 2,5 log E

Magnitude apparente m (mesurée)
et Magnitude absolue M (réelle)
sont liées à la distance

m - M = 5 log d/10

+ cte

en parsec

m est mesurée,
Si M est déduit des propriétés physiques,
Alors m et M connues
d est ainsi calculée

2e méthode : les Céphéides
H. Leavitt démontre que la
période de pulsation est reliée
à la luminosité moyenne
P : période

soit aussi :

a,b

L = fonction( P )

M = a . log P + b

étalonnés par parallaxe dans le Petit Nuage de Magellan

3e méthode : les supernovae
Parmi les Supernovae,
les SN Ia explosent
lorsqu'elles
atteignent
1,4 masse solaire
elles ont la
même luminosité
on connait ainsi M
en mesurant m , on déduit d

naine blanche aspirant une géante rouge

Etoiles de références
Parallaxe
d. étoiles proches
dont Céphéides
Céphéides
d. étoiles lointaines
dont galaxies proches
Supernovae
d. galaxies
= ce sont des chandelles standards

4e méthode : le redshift
Distance et vitesse des
galaxies sont liées
loi de Hubble
v=H.d
La loi Doppler-Fizeau
vitesse liée au
décalage vers le rouge
Mesurer le redshift
fournit la distance
spectre montrant l'effet de la vitesse (radiale et inflation)

Autres méthodes
• diagramme H-R
T°
Luminosité
• Amas globulaires
luminosité moyenne
p.r. à la galaxie

• Loi Tully-Fisher
luminosité galaxie p.r.
à sa courbe de rotation

permettent de
confirmer et calibrer les
chandelles standards

diagramme Hertzsprung-Russell

Quelques distances
Sirius : 8,5 a.l.
Voie Lactée : 100 000 a.l.
Andromède : 2,5 Millions a.l.
Groupe local : 10 Millions a.l.
Rayon de L'Univers
observable : 13,8 Milliards a.l.

Sources et références :
http://www.planetastronomy.com/special/2008-special/05fev08/etoiles-zahn-iap.htm
http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_galaxies/parall.html
http://delarbreaupapier.wordpress.com/2012/02/06/comment-calculer-la-distance-qui-nous-separe-dune
http://www.afanet.fr/nuits/mesurer2013.aspx
http://fr.wikipedia.org/wiki/Parallaxe
http://sciences-physiques.ac-dijon.fr/astronomie/lexique/lexique_astro/c/cepheides.htm
http://www.planetastronomy.com/articles/mesure-distance.htm
http://physique.unice.fr/sem6/2006-2007/PagesWeb/Astro/notions.html
http://www.astrosurf.com/toussaint/dossiers/distances/distances2.htm
http://wwwhip.obspm.fr/~arenou/articles/parsec.fr.html
http://www.afanet.fr/nuits/mesurer2013.aspx
http://www.cnrs.fr/publications/imagesdelaphysique/couv-PDF/imagephys99/19-turon.pdf
http://planck.caltech.edu/epo/epo-cmbDiscovery1.html

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