Vendredi 22 mars 2013.

 LES MESURES EN ASTRONOMIE..

Comment mesure-t-on les distances des étoiles et des galaxies

Les distances des étoiles les plus proches du Soleil sont obtenues par la mesure de l’angle sous lequel on verrait le rayon moyen de l’orbite terrestre si l’on se trouvait sur ces étoiles : c’est la « parallaxe trigonométrique ». Cet angle est toujours très petit : pour l’ étoile la plus proche, Proxima, dans la constellation du Centaure, située à un peu plus de 4 années-lumière, il n’est que de 0,7 seconde d’arc.

Pour déterminer les distances d’astres situés hors du voisinage du soleil, on utilise des méthodes indirectes, fondées sur des relations entre luminosité intrinsèque de certaines étoiles ou de certains amas stellaires, appelés « indicateurs primaires » et une quantité physique facilement observable telle que la couleur ou la période au terme de laquelle se reproduisent des variations d’éclat régulières.

Ces relations sont étalonnées à l’aide d’astres proches du même type dont les distances sont connues. Les astres les plus utilisés sont les amas ouverts ou globulaires et les étoiles variables pulsantes telles que les céphéides, les RR Lyrae ou les Mira.

Pour les amas d’étoiles, on détermine d’abord leur position sur le diagramme de Hertzsprung-Russel en fonction de leurs caractéristiques chimiques. Cette position est établie grâce aux mesures directes de distance des amas ouverts les plus proches (par exemple, les Hyades ou les Pléiades) ou, s’il s’agit d’amas globulaires, d’étoiles de même population.

Pour les étoiles variables pulsantes, il faut connaître la relation qui existe entre leur période de variation d’éclat et leur luminosité : cette relation est établie à partir des étoiles analogues les plus proches. Les céphéides sont des étoiles très brillantes, observables, avec les plus puissants télescopes au sol ou avec le télescope spatial Hubble, jusqu’à des distances de l’ordre de 15 à 20 Mpc (soit 50 à 65 Millions d’années-lumière environ). Il est donc important d’étalonner la relation entre leur période de variation d’éclat et leur luminosité pour les utiliser comme « balises » permettant de déterminer les distances de galaxies ou d’amas de galaxies.

Pour évaluer des distances encore plus grandes, on utilise des « indicateurs secondaires » puis « tertiaires », chacun étant étalonné grâce aux distances estimées des précédents.

De bons indicateurs secondaires sont, par exemple, les régions d’hydrogène ionisé, très brillantes et faciles à identifier dans les galaxies. Les indicateurs tertiaires prennent en compte les propriétés globales de galaxies très lointaines dans lesquelles on ne peut distinguer les étoiles individuellement : on s’appuie, par exemple, dans un amas de galaxies, sur le diamètre ou la luminosité des plus brillantes. Enfin la distance des objets célestes les plus lointains est évaluée grâce à la loi de Hubble, elle-même établie d’après les mesures de distances et de vitesses de fuite des galaxies situées dans les amas de galaxies les plus proches.

Selon l’ordre de grandeur de la distance considérée, les unités suivantes sont utilisées :

Les unités de distances ont été extrêmement variées et variables.

                La Convention, en 1870, demande à la commission scientifique d’unifier tout cela et, en 1800, cette commission définit le mètre comme étant la dix millionième partie du quart du méridien terrestre. Actuellement le mètre est la distance parcourue, dans le vide,  par la lumière en

1/299 792 458 s.

                Cette unité a des multiples et des sous-multiples, mais plafonnant au kilomètre cette unité de mesure est trop petite pour les astronomes ; aussi ont-ils été amenés à définir d’autres mesures de calcul des distances :
Pour le système solaire on prend l’Unité Astronomique U.A. qui correspond à la distance
  moyenne Terre Soleil, soit :
                                149 597 870 691 m. = 149,6 millions kms = 1 U.A.
 Pour de courtes distances, on utilise la «seconde lumière»   soit :
                                299 792 458 mètres
              ex : Terre Soleil = 1 U.A. = 149 597 870 691 m. = 499,005 secondes =
8 minutes19s
Pour aller plus loin, au-delà du système solaire, il faut choisir une unité beaucoup plus grande,
     « l’Année Lumière »  ou a.l.. qui correspond :
      299 792 458 m/s x  3600 s x 24h. x 365,22 j. = 9 459 953 410 529,664 km
                       ou 9460 milliards de kilomètres ou  946 x 1010 km

Pour les étoiles les plus éloignées et les galaxies, on utilise le Parsec (qui dérive directement  de la notion de parallaxe) qui est la distance à laquelle le demi-grand axe de l’orbite terrestre est vu
   sous un angle de une seconde d’arc. Il y a 3600 secondes d’arc dans un degré et 360° dans un
   cercle  complet donc une seconde d’arc est un tout petit angle :
                      1 parsec = 30 857,1022  km = 3 262 A.L. = 206 265 U.A
                     Le Soleil gravite autour du centre de notre Galaxie (La Voie Lactée) à 8500 parsecs.

On utilise également des multiples du Parsec : 1 kiloparsec (kpc) = 1000 parsecs
                                                                             1 Mégaparsec (Mpc) = 1 million parsec=3264  A.L.

Avec ces unités de mesures, gigantesques bien sûr, à l'image de notre univers et de ses milliards de planètes, d'étoiles de galaxies....nous sommes un peu effarés tout semble si grand que notre imagination se perd un peu dans les zéros !! Et pourtant tout cela est maintenant prouvé mais il reste encore tant d'inconnu dans le ciel profond...

la conférence a été assurée par Jacques Barbot memebre du club Grain de Ciel. Qu'il en soit remercié.