Distances
Salut a tous...
Je me pose une question depuis longtemps: Comment les astronomes et astrophysiciens font-il pour calculer ( sans grosse précision ) La distance qui nous sépare d'une étoile ?
Est-ce de l'estimation ou des calcules réels ?
Merci de me répondre...
A+
Ce sont des calculs réels bien sûrs
Tu devrais trouver pas mal d'infos la dessus ici :
http://www.astronomes.com/c2_etoiles/p211_dist.html
a+
ben
Bonsoir,
C'est une excellente question... La mesure des distances est très difficile, et plusieurs méthodes sont employées.
Pour les étoiles assez proches, on utilise le fait que la position apparente de l'étoile n'est pas la même au cours des saisons, car la position de la Terre change (on ne la voit pas du même point de vue). Ca s'appelle le parallaxe, et pour le comprendre, place un doigt à bout de bras, ferme l'oeil gauche et place ton doigt devant un objet lointain. Maintenant change d'oeil... Ton doigt n'est plus devant l'objet lointain.
Les astronomes utilisent un phénomène analogue pour mesurer la distance des étoiles.
Pour les objets lointains c'est plus compliqué, ça repose en général sur certains objets dont on connait, par la théorie, la quantité de lumière émise, et en comparant avec la quantité de lumière reçue. Plus l'objet est loin, moins on reçoit de lumière...
RE et merci poue les réponses
"Plus l'objet est loin, moins on reçoit de lumière..."
Pour ca je suis OK...
Mais ca dépend aussi de la quantitée de lumière initiale que l'astre observé dégage et aussi de sa taille...
Donc il peux y avoir un tat de facteurs qui font que l'estimation de la distance peux plus ou moins varier !
Mais je vais aller visiter le site qu'on m'a proposé précédement ! et peut etre que j'aurais d'autres quetions plus précises...
Merci et a bientot !
@++
il y a des tasd de techniques, par exemple tu prends l'angle que l'étoile fait lorsque tu te mets aux poles de la terre, ensuite avec l'angle tu en déduis la distance, tu peux aussi utiliser la luminosité des étoiles, le spectre etc...
parallaxe est féminin !Envoyé par deep_turtle
C' est donc " la parallaxe " ...
Dernière modification par deep_turtle ; 11/02/2005 à 21h28.
Re : Distances
Lol ca se complique...
Je vien de lire l'article donné précédement par lien...
Et je crain bien que mes petites connaissances de troisième me stopent ici...
A moins que g lu trop rapidement...
Je v méditer dessus cette nuit...
Aller merci et si vous avez des précisions je prendrais soin de les lire atentivement
@++
En effet, merci Claude27 pour ce point d'orthographe.
Oui, et c'est pour ça qu'on applique cette méthode à des objets dont on connait par ailleurs la quantité de lumière qu'ils émettent. Par exemple, les étoiles variables appelées Céphéides jouent un grand rôle dans cette histoire, car la physique nous permet de relier la période (le temps au bout duquel la variation fait un cycle complet) à la luminosité intrinsèque de l'objet !"Plus l'objet est loin, moins on reçoit de lumière..."
Pour ca je suis OK...
Mais ca dépend aussi de la quantitée de lumière initiale que l'astre observé dégage et aussi de sa taille...
La c sur... ca devien compliqué...
Dsl mais g du mal a comprendre ton message...
Si tu peux faire plus simple...essai STP
Mais autrement je reposerai la question dans 2 ans lol
Merci quand meme...
A++
OK, pardon, c'était en effet rapide...
Il y a certaines étoiles dont le luminosité change au cours du temps. Ce sont des étoiles variables. Certaines varient plus rapidement que d'autres, et on s'est aperçu que celles qui variaient plus rapidement étaient les plus lumineuses (à moins que ce ne soit le contraire, j'ai un doute tout à coup... bref...).
Les astrophysiciens ont planché sur leurs calculs, et ont bien compris d'où venait cette relation entre période et luminosité. Du coup, en regardant une de ces étoiles variables et en mesurant la période, puis en utilisant ces calculs, savoir quelle est la lumière émise par cet astre. En comparant avec la lumière reçue, on en déduit la distance...
Pour compléter sur ce sujet, c'est Huygens le premier qui a déterminé la distance d'une étoile. En supposant que Sirius avait les mêmes propriétés que notre Soleil, il a déduit de la luminosité apparente une distance de 4500 milliards de kilomètres, au 17ème siècle...
En fait Sirius est bien plus brillante que le Soleil et son estimation était fausse (Sirius est 20 fois plus éloignée), mais en choisissant des étoiles qui ont le même type spectral que le Soleil cette méthode est tout à fait valable !
Re : Distances
Ah la c'est bien plus clair...
Je vous remerci de toutes ces réponses... et a bientot sur le forum ...
Salut,
la seule mesure absolue de distance comme cela a été dit, c'est la méthode des paralaxes.
Ca marche jusqu'à des distance d'environ 300 années lumières, ce qui est modeste. Mais cela donne accès à qq milliers d'astres pour lesquels on peut mesurer à la fois la distance absolue et les caractéristique du spectre lumineux. Et là, c'est plutôt une bonne surprise, on s'apperçoit que le spectre (la couleur dominante émise) nous renseigne sur la luminosité absolue.
La température qui regne au sein d'une étoile est fonction de sa masse. Or, les réactions nucléaires s'emballent très vite quand la température augmente. Les plus grosses étoiles sont donc plus chaude en surface pour évacuer le flot d'énergie qu'elle produisent dans leur coeur. A une température donnée correspond une couleur de surface donnée. In fine, avec cette seule donnée (la couleur), facilement mesurable, on a accès à la température et à la surface émissive, donc à la luminosité, qui se calcule comme le produit de la surface par la puissance quatrième de la température
L ~ A.T^4
A : surface en m²
T température en K
~ : "varie comme", à une constante près (ici, la cte de Stephen)
Le rapport de cette luminosité absolue L à la luminosité apparente l donne la distance
d ~ racine(L/l)
C'est ce qu'on appelle le "paralaxe spectroscopique". Ca marche pour toutes les étoiles qui se situent sur leur séquence principale, c'est à dire pour le très gros bataillon des étoiles duquel il faut exclure les géantes rouges (super émissives quoique froide, du fait de leur aire d'émission démesurée) et les naines blanche (très chaudes mais peu brillantes car minuscules)
a+
Re : Distances
Merci pour ces quelques informations suplémentaires...
LE debut ca va, je suis a peu près mais a partir de la fin du deuxième paragraphe ca devien cho pour moi... surtout l'equation.
Mais bon...
Aller a bientot sur le forum...
Tu peux (si tu te sens le courage) aller voir du coté de ce site :
http://www.astroex.org/
Il s'agit d'exercices créés par une collaboration entre l'ESA (Agence
Spatiale Européenne) et l'ESO (European South Observatory)
qui a créé et gère les 4 grands telescopes interferometriques de 8 m
à Paranal au Chili.
Evidemment choisir le français (à moins que tu sois un crac en
Langue vivante et que tu aimes multiplier les plaisirs)
Il faut telecharger les exercices et surtout le "Tool Book" (boite a outils) mieux vaut avoir l'ADSL car les fichiers .pdf sont assez lourds.
Tu y trouveras des explications sur certaines des methodes de mesure.
J'ai participé en 2001 à la rédaction de la VO en anglais de ces exercices. (ce n'est pas par nombrilisme que je le signale, mais certains "gros bras" sur d'autres FIL me demandaient des references ... et bombaient le torse de leur suffisance)
Re : Distances
Salut !
Super sympa pour l'adresse mais malheureusement l'ADSL ne PASSE pas encor dans mon petit blède...lol
Mais je vais conserver l'adresse et télécharger les exercices dès que possible.
Voila encor merci et a bientot !
-- C'est un peu normal, y'a plein de chose que j'ai "sorti du chapeau", donc à un moment tu perds le fil du raisonnement.
J'en ressort une qui pourra quand même peut être t'aider. La luminosité L (la puissance lumineuse, c-a-d le débit d'énergie émis chaque seconde dans l'espace en watt) est proportionnel au cube de la masse.
L ~ M^3
Ce qui permet d'arriver à cela n'est qu'une suite d'équations simplifiées concernant la stabilité d'une sphère de gaz chaud qui soutient sa propre masse en générant une pression de radiation. C'est ça ou elle s'écroule.
En imaginant que toutes les étoiles aient la même masse volumique M/V, et sachant que le volume est proportionnel au cube du rayon, tu as :
L ~ R^3
Or par ailleurs tu sais, car c'est une loi simple et bien établie de la physique que la luminosité L d'un corps quelconque est proportionnelle à la surface (le carré du rayon pour une sphère) et à la puissance quatrième de sa température T de surface
L ~ R^2.T^4
On rapproche avec ce qui précède : sachant que L ~ R^3 tu peux poser :
R^3/R^2 ~ T^4
Simplifions :
T^4 ~ R
Bon... la température tu la connais par le spectre de l'étoile : le pic du rayonnement, lambda max, émis (sa "couleur dominante") est lambda max = 3000/T (lambda en micron). Soit : T = 3000/lambda max.
Donc :
1/ quand tu analyses la lumière de l'étoile, tu connais sa température T = 3000/lambda max.
2/ connaissant sa température tu peux avoir accès à son rayon car T^4 ~ R
3/ Maintenant que tu connais à la fois la température et le rayon d'une sphère, en mettant simplement son rayon au carré tu obtiens son aire et en multipliantr aire et température, tu connais désormais sa luminosité absolue (R^2.T^4).
En dehors du spectre et donc de la température, ton telescope te permets de mesurer la luminosité apparente de l'astre, c-a-d l'infime débit d'énergie qu'il te dispense.
Or la luminosité de l'astre est distribuée sur une coquille dont la surface est proportionnelle au carré de la distance qui t'en sépart (car cette coquille est une sphère). d, la distance mesurée, varie donc comme la racine carré du rapport de la luminosité absolue sur la luminosité apparente.
En résumé, en mesurant, ce qui est aisé, à la fois :
- le pic de longueur d'onde de l'etoile (donc d'après ce qui précède -> sa température -> son aire -> sa luminosité absolue), analyse "qualitative",
- le débit d'énergie reçu, analyse "quantitative"
tu peux connaitre la distance qui t'en sépare.
et c'est bien pratique en astrophysique car la plupart de paralaxes "géométriques" sont hors d'atteinte
vala vala
a+
==
Re : Distances
Youhou ! (d'ou mon nom ^^)
La tu m'épate...C'est largement plus clair !
Tous ces calculs sont asses siple a comprendre mais il y a des choses que je ne comprend pas (pas dans les equations):
-Exemple : Quand tu m'écris :
-"le pic du rayonnement, lambda max, émis (sa "couleur dominante") est lambda max = 3000/T (lambda en micron). Soit : T = 3000/lambda max."
Je c pas d'ou vien l'info... Il est très possible que ce ne soit pas encor au programe de physique de 3e alors je te demande si tu pe me trouver un site qui reprend cette equation mais en extrèmement détaillé... Si c trop compliqué pour 1 3e ne t'embête pas, je verrai bien ce phénomen bientot au lycé... (je pence ! lol)
Aller encor merci et a bientot !
Effectivement cela etait traite il ya quelques années en 1ere S, maintenant je crois que c'est carrement passé à la trappe.
Tout depend si ta demande d'information correspond a un travail de 3eme, auquel cas je te conseille de ne traiter que des choses correspondant a ce niveau (ou un peu plus mais pas trop)
Ou alors c'est pour ta culture personnelle, alors tu peux foncer dans la loi de Wien et autres delices ....
Qui sait on verra peut etre ton nom au palmares du Nobel dans quelques annees .... Bon courage dans tes recherches.
Re : Distances
CULTURE personnelle et même PLAISIR personnel !
Oui j'aimerais bien faire de l'astrophysique...Mias parait-il que c'est dur d'etre pris dans les écoles... alors je ne têve pas trop mais je bosse ^^!
Aller a bientot !
-- Au lycée je me demande... Ce que je t'ai indiqué concerne la physique du corps noir.
C'est ce qui permet de connaitre le spectre d'un objet en fonction de sa température, c-a-d la quantité infinitessimale d'énergie dF qu'il émet pour chaque intervale infinitessimal de longueur d'onde dl.
Quantité infinitessimal a un sens mathématique précis. C'est comme si tu avais un histogramme avec des barres infiniment fines (chaque histo de largeur dl et de hauteur F donc d'aire dF=F.dl).
Juste pour le fun, voici l'équation de base : la loi de Planck.
dF = (2.pi.h.c²/l^5).(1/[exp(h.c/(k.l.T))-1]).dl
h = 6.63 10-34 J.s : constante de Planck
k = 1.38 10-23 J/s constante de Boltzmann
c = 3.00 108 m/s vitesse de la lumière
l: longueur d'onde.
T : Température de surface
Pour obtenir ce qu'il émet de telle longueur d'onde à telle autre, l'opération que tu réalise est une intégration (ça tu le verras au lycée).
Pour une température donnée T tu peux donc calculer ce que le corps émet dans une certaine "fenêtre" de radiations.
Par exemple, pour le Soleil, ce qu'il émet :
de 10 à 1 micron (IR)
de 1 à 0,5 (visible)
de 0,5 à 0,1 (visible)
de 0,1 à 0,001 (UV)
etc
Ça te donne une courbe unimodale (1 seul pic) vaguement en cloche, plus abrupte du côté des petites longueurs d'onde que des longues.
Exemple ici :
http://www.ens-lyon.fr/Planet-Terre/...partie1_2.html
La position du pic (lambda_max) se déplace vers les courtes longueur d'onde quand la température augmente, c'est la loi de Wien que je t'ai donnée :
lambda_max = 3000/T
C'est une loi dérivée de la première équation.
Une autre loi dérivé est celle de stefan (et non stephen, shame on me !). C'est la simple intégration de la loi de Planck sur l'ensemble des longueurs d'onde, c'est à dire de l = 0 à l=+oo.
Ça donne donc la puissance totale rayonnée par le corps par m² pour une température donnée
F = s.T^4
s = 5.67e-8 W/m²/K^4 : cte de Stefan
vala
a+
La c'est moins une partie de plaisir...
Fauderais que je trouve des cours sur ce que tu me dis pour progresser en enfin comprendre ton dernier message !lol
Mais merci quand meme !
Re : Distances
Ca doit etre plus compliqué... estce que les scientifiquent posent leurs calculs sur une seule étoile de la galaxie ( ce qui serais étonnant ) ou appliquent-ils les memes calcules en prenant la galaxie comme une seule et unique étoile ?
Merci d'avance ^^
Ca marche aussi avec les galaxies, considérées comme un seul objet. Pour certaines galaxies proches, on peut utiliser la méthode des étoiles variables décrites plus haut.
Enfin, il y a une autre méthode spécifique aux galaxies spirales : pour les galaxies proches, pour lesquelles on peut estimer la luminosité intrinsèque, il est observé une relation entre cette luminosité et la vitesse de rotation (ça s'appelle la relation de Tully-Fischer. Du coup, on peut appliquer cette même relation aux galaxies lointaines, pour lesquelle les autres méthodes de mesure de luminosité intrinsèques ; à partir de la vitesse de rotation d'une galaxie, on en déduit la luminosité intrinsèque.
Puis ensuite, c'est toujours la même histoire, à partir de la luminosité intrinsèque et la luminosité apparente, on en déduit la distance...
Si tu veux chercher plus de renseignements, il y a une méthode analogue pour les galaxies elliptiques, qui utilise la relation de Faber-Jackson qui relie la luminosité intrinsèque à la vitesse d'agitation des étoiles...
