Astronomie (Français)

détermination des distances astronomiques

une entreprise centrale en astronomie est la détermination des distances. Sans une connaissance des distances astronomiques, la taille d’un objet observé dans l’espace ne resterait rien de plus qu’un diamètre angulaire et la luminosité d’une étoile ne pourrait pas être convertie en sa véritable puissance rayonnée, ou luminosité. La mesure de la distance astronomique a commencé par une connaissance du diamètre de la Terre, qui a fourni une base pour la triangulation., Dans le système solaire interne, certaines distances peuvent maintenant être mieux déterminées par la synchronisation des réflexions radar ou, dans le cas de la Lune, par la télémétrie laser. Pour les planètes extérieures, la triangulation est toujours utilisée. Au-delà du système solaire, les distances aux étoiles les plus proches sont déterminées par triangulation, dans laquelle le diamètre de l’orbite terrestre Sert de base et les changements de parallaxe stellaire sont les quantités mesurées. Les distances stellaires sont généralement exprimées par les astronomes en parsecs (pc), en kiloparsecs ou en mégaparsecs. (1 pc = 3.086 × 1018 cm, soit environ 3.26 années-lumière .,) Les Distances peuvent être mesurées à environ un kiloparsec par parallaxe trigonométrique (voir star: Determining stellar distances). La précision des mesures effectuées à partir de la surface de la Terre est limitée par les effets atmosphériques, mais les mesures effectuées à partir du satellite Hipparcos dans les années 1990 ont étendu l’échelle aux étoiles jusqu’à 650 parsecs, avec une précision d’environ un millième de seconde d’arc. Le satellite Gaia devrait mesurer des étoiles aussi loin que 10 kiloparsecs à une précision de 20 pour cent. Des mesures moins directes doivent être utilisées pour les étoiles plus éloignées et pour les galaxies.,

deux méthodes générales pour déterminer les distances galactiques sont décrites ici. Dans la première, un type d’étoile clairement identifiable est utilisé comme étalon de référence car sa luminosité a été bien déterminée., Cela nécessite l’observation de ces étoiles suffisamment proches de la Terre pour que leurs distances et luminosités aient été mesurées de manière fiable. Une telle étoile est appelée une  » bougie standard. »Les exemples sont les variables Céphéides, dont la luminosité varie périodiquement de manière bien documentée, et certains types d’explosions de supernova qui ont une brillance énorme et peuvent donc être vus à de très grandes distances. Une fois que les luminosités de ces bougies standard plus proches ont été calibrées, la distance à une bougie standard plus éloignée peut être calculée à partir de sa luminosité calibrée et de son intensité mesurée réelle., (L’intensité mesurée est liée à la luminosité et à la distance par la formule I = L/4nd2.) Une bougie standard peut être identifiée au moyen de son spectre ou du motif de variations régulières de luminosité. (Des Corrections peuvent être apportées pour l’absorption de la lumière des étoiles par le gaz interstellaire et la poussière sur de grandes distances.) Cette méthode constitue la base des mesures des distances aux galaxies les plus proches.,