distance des étoiles

[invite34053329]

bonjour,
Les physiciens disent déterminer la distance d'une étoile par le temps qu'ont mis les photons émis par cette étoile pour parvenir jusqu'à nous.
Comment ce temps de voyage des photons est-il mesuré ?
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[PPathfindeRR]

Bonjour,

La distance d'une étoile se détermine le plus souvent en "année lumière" (a.l.),
Par exemple, l'étoile la plus proche, (Étoile Proxima Centauri) est à une distance de 4,22 années lumière
(vitesse de la lumière = 299 792 km/s soit 1 079 252 849 km/h);
Cela veut dire que la lumière de cette étoile a mit 4 ans et 3 mois pour nous atteindre, et de plus, nous la regardons telle qu'elle était il y a 4 ans et 3 mois.
Une année lumière = environ 10 000 milliard de km), Cette étoile située à environ 4 années lumière est distance d'environ 40 000 milliards de kilomètres.
Notre galaxie, la voie lactée a une taille de 100 000 a.l., soit un milliard de milliard de km !
la galaxie la plus proche, galaxie d'Andromède, est a 2,5 millions d' a.l.

Il existe plusieurs techniques pour mesurer les distances des étoiles et galaxies.

1) Méthode de la parallaxe :

Bras tendu et index levé, quand on regarde d’un œil son doigt et le paysage en arrière plan, puis de l'autre œil; Notre doigt change de position en fonction de l'arrière plan.
Nous pouvons dès lors mesurer l'angle apparent de la position de notre doigt par rapport à l'arrière plan.
Nous connaissons également la distance qui sépare nos deux yeux.
A partir d'un angle et d'une distance, avec une règle de trigonométrie, nous pouvons déterminer maintenant la distance qui sépare notre doigt et nos yeux.

Pour les étoiles c'est pareil !
La Terre est à une distance de 150 millions de km du soleil.
6 mois plus tard, la Terre se trouve à une distance de 300 millions de km de sa position initiale.
Entre sa position initiale et sa position 6 mois plus tard, une étoile proche aura changé de position par rapport à une étoile extrêmement lointaine située derrière.
Nous avons maintenant une distance (300 millions de km) et un angle apparent de cette étoile proche, nous connaissons donc sa distance.

Un angle de 1 seconde de parallaxe correspond à 3,26 a.l. ,
soit 1 Parsec (PARallaxe-SEConde) 1 pc = 3.26 a.l. , et 1 million de Parsec = un Mégaparsec (1 Mpc)

Quand la méthode de la parallaxe ne suffit plus pour les étoiles trop lointaine est donne des distances approximatives,

2) Rapport de luminosité apparente et intrinsèque (les chandelles standards) :

Une lampe torche émet toujours la même quantité de lumière intrinsèque, mais plus elle se trouve loin de nous et moins nous somme éblouis par sa lumière apparente.
Sa luminosité décroit avec le carré de sa distance à nous.
Si cette lampe torche est située 2 fois plus loin, sa luminosité apparente est 4 fois plus faible;
Si cette lampe torche est située 4 fois plus loin, sa luminosité apparente est 16 fois plus faible;
16 fois plus loin, 256 fois plus faible; et ainsi de suite.

2.1) Méthode des céphéides (ou encore étoiles type RR Lyrae) :

Les céphéides sont des étoiles variables, des étoiles dont leur luminosité est pulsante (comme un clignotant); cela est dû à ces réaction de fusion nucléaire (hélium-carbone).
Une petite étoile céphéide émettra une petite quantité de lumière intrinsèque, mais par sa petite taille, ses pulsations seront rapides.
Une grosse étoile céphéide émettra une grande quantité de lumière intrinsèque, mais par sa grande taille, ses pulsations seront lentes.
Donc en fonction de sa période de pulsation, nous connaissons indirectement sa luminosité intrinsèque.
Il nous suffit maintenant de faire le rapport entre sa luminosité intrinsèque et sa luminosité apparente pour connaitre sa distance !

2.2) Méthode des supernovas de type Ia :

Type Ia, un type de supernova, une naine blanche ayant atteint ce qu'on appelle "la limite de Chandrasekhar" en absorbant la matière d'une étoile compagne et atteint une masse critique.
Cette explosion émet toujours la même quantité de lumière intrinsèque, et on peut donc faire le rapport luminosité intrinsèque/apparente comme pour les étoiles variables ci-dessus.

Voilà les principales technique utilisée le plus souvent pour connaitre la distance d'une étoile et donnée en année lumière.

[vanos]

2.1) Méthode des céphéides (ou encore étoiles type RR Lyrae) :

Les céphéides sont des étoiles variables, des étoiles dont leur luminosité est pulsante (comme un clignotant); cela est dû à ces réaction de fusion nucléaire (hélium-carbone).
Une petite étoile céphéide émettra une petite quantité de lumière intrinsèque, mais par sa petite taille, ses pulsations seront rapides.
Une grosse étoile céphéide émettra une grande quantité de lumière intrinsèque, mais par sa grande taille, ses pulsations seront lentes.
Donc en fonction de sa période de pulsation, nous connaissons indirectement sa luminosité intrinsèque.
Il nous suffit maintenant de faire le rapport entre sa luminosité intrinsèque et sa luminosité apparente pour connaitre sa distance !

2.2) Méthode des supernovas de type Ia :

Type Ia, un type de supernova, une naine blanche ayant atteint ce qu'on appelle "la limite de Chandrasekhar" en absorbant la matière d'une étoile compagne et atteint une masse critique.
Cette explosion émet toujours la même quantité de lumière intrinsèque, et on peut donc faire le rapport luminosité intrinsèque/apparente comme pour les étoiles variables ci-dessus.

Ces deux méthodes là sont surtout employées pour mesurer la distance des galaxies.

[PPathfindeRR]

à vanos,

exacte ! pour mesurer la distance d'une galaxie, la méthode de la parallaxe est insuffisante.

on est d'accord !

[A voir en vidéo sur Futura]

[invite34053329]

merci pour vos réponses, cela est très intéressant !

[Gilgamesh]

On utilise aussi beaucoup la parallaxe spectroscopique, quand la parallaxe trigonométrique n'est plus mesurable (au delà d'une centaine de parsec).

L'idée est que le spectre (la couleur de l'étoile pour faire vite) peut être reliée à sa luminosité (ou magnitude) absolue via le diagramme de Hertzsprung-Russell. Le module de distance est obtenu en soustrayant la magnitude relative de la magnitude absolue.

[PPathfindeRR]

à Gilgamesh,

Je pense que le terme de "parallaxe" n'est pas très bien choisis quand on parle de spectrométrie, c'est plus un terme de géométrie !
mais je suis d'accord, une parallaxe, un diagramme HR et les rapports de magnitudes, et par une règle de trois, peuvent nous donner la distance des étoiles !

http://www.astrosurf.com/luxorion/pa...roscopique.htm

[PPathfindeRR]

Pour être plus précis il existe six méthodes :

1) valable jusqu'à 5 U.A.
Méthode du radar :
Émission/réception d'un signal, divisé par deux.

2) valable jusqu'à 300 a.l.
Méthode de la parallaxe :
Changement de positions de l'étoile en fonction de la positions de la Terre sur son orbite.

3) valable jusqu'à 30 000 a.l.
Méthode par la magnitude des amas d'étoiles :
Spectroscopie, Diagramme HR, couleur/température, magnitude absolue/relative.

4) valable jusqu'à 75 000 000 a.l.
Méthode des céphéides et RR Lyrae :
Période de pulsation, luminosité intrinsèque/apparente.

5) valable jusqu'à 600 000 000 a.l.
Méthode des SN Type Ia :
Rapport luminosité intrinsèque/apparente.

6) valable pour les galaxies très lointaines
Méthode de Hubble, effet Doppler :
Année lumière/expansion, loi de Hubble, décalage vers le rouge.

Il suffit maintenant d'utiliser la méthode la plus adéquate !

[Gilgamesh]

à Gilgamesh,

Je pense que le terme de "parallaxe" n'est pas très bien choisis quand on parle de spectrométrie

Non, c'est en fait un abus de langage mais comme pas mal de termes en astronomie (comme "métallicité"), mais il n'y en pas vraiment d'autre et ça n'a rien de gênant dès lors qu'on comprend ce que cela recouvre.