Calculs des distances

[Antarès175]

Bonjour. Tout-à-l'heure je sais pas pourquoi mais je me suis posé la question comment fait-on pour évaluer la distances des objets du ciel profond ? j'ai bien entendu parler de la paralaxe ou de quelque chose comme ça mais j'aimerais en savoir plus merci !

[adri92]

Bonjour,

 

Sujet très intéressant !

Tu parle bien de ciel profond, les galaxies, amas de galaxies... ? Dans ce cas aucune parallaxe n'est mesurable étant donné la différence extrêmement importante et inimaginable de la distance des galaxies par rapport à la distance séparant la Terre à 6 mois d'intervalles !

On utilise donc pour les galaxies les plus proches les céphéides pour évaluer les distances de celles-ci. En effet on compte deux types je crois de céphéides, étoiles très lumineuses et pulsantes. Deux céphéides appartenant au même type de céphéides (répétition ) ont la même luminosité. Pour savoir à quel type elles appartiennent, on mesure leur période de pulsation, et on la multiplie par une constante différente suivant la période. Grâce à cela, on connait la luminosité de l'étoile, plus bien sûr son intensité lumineuse (mesuré depuis le Terre), et donc sa distance:

 

D(al) = 1.42 * racine [ ( L (luminosité solaire) / I (sir) ]

 

On peut déceler des céphéides jusqu'à une distance de 20 millions d'années lumières environs je crois.

Pour les galaxies un peu plus lointaines , on peut utiliser des supernovas particulières, de type Ia par exemple. Comme pour les céphéides, on peut connaître leur luminosité, et donc leur distance. On peut ensuite observer les étoiles les plus brillantes des galaxies, on dit que leur luminosité plafonne à une certaine valeur, et donc rebelote pour calculer la distance.

Enfin, pour les galaxies assez lointaines voir très lointaines, on utilise la loi de Hubble qui nous dit que que la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à sa distance (pour le coup j'ai pas encore approfondi le sujet ) .

 

Bref, dans la plupart des cas, déterminer la distance d'un objet astronomique revient à déterminer sa luminosité (au-delà du système solaire).

 

Adrien

Modifié 9 octobre 2011 par adri92

[gglagreg]

bonjour

 

toutes les réponses ici :

 

http://www.amazon.fr/Arpenter-lunivers-Comment-observer-photographier/dp/2711753328/ref=sr_1_1?ie=UTF8&qid=1317930041&sr=8-1

 

un super bouquin !

 

Gg

Modifié 9 octobre 2011 par gglagreg

[Antarès175]

J'ai du relire 3 fois l'histoire des céphéides pour comprendre comment ça marchait mais maintenant je comprends merci !

[adri92]

Bonjour,

 

Mince désolé pour l'histoire des céphéides, j'ai vu que tu as 13 ans ( moi j'en ai 16 ), je n'ai pas bien expliqué du tout, car je pensais juste énumérer les méthodes sans entrer dans les détails, même si j'ai un minimum développé. Mais il faut que je structure mes propos !

 

Adrien

[fiontus]

Mince désolé pour l'histoire des céphéides, j'ai vu que tu as 13 ans ( moi j'en ai 16 )

Les gars, je vous tire mon chapeau.

Un fil de discussion comme ça, écrit parfaitement, une question pas bête du tout et une réponse nickel, ça fait plaisir à voir!

Fiontus

37 ans

[jgricourt]

Les Céphéides c'est pour les galaxies très proches par contre pour estimer celles dont la distance est encore plus importante on utilise les supernova de Type Ia (comme celle de M51 ou M101 dernièrement), car on connait leur magnitude absolue qui est de -19.6 en moyenne. Donc avec les céphéides on peut aller jusqu'à 20 Mpc et avec les supernovas qui sont bien plus lumineuses que les Céphéides on peut mesurer les distances jusqu'à 1000 Mpc donc une bonne partie de l'univers galactique observable !

Modifié 9 octobre 2011 par jgricourt

[adri92]

Les Céphéides c'est pour les galaxies très proches par contre pour estimer celles dont la distance est encore plus importante on utilise les supernova de Type Ia (comme celle de M51 ou M101 dernièrement), car on connait leur magnitude absolue qui est de -19.6 en moyenne. Donc avec les céphéides on peut aller jusqu'à 20 Mpc et avec les supernovas qui sont bien plus lumineuses que les Céphéides on peut mesurer les distances jusqu'à 1000 Mpc donc une bonne partie de l'univers galactique observable !

 

Bonjour,

 

Oui c'est ce que je disais, enfin un peu près . Merci pour les précision !

[Antarès175]

Adri92 en faite je viens de réagir je n'ai pas très bien compris comment on fait pour connaître la luminosité des céphéides.

[jgricourt]

En fait les premières céphéides ont été mesurées dans le nuage de Magellan qui est proche de nous. Donc il a suffit de mesurer la parallaxe d'une céphéide pour en déduire sa distance et faire le lien ensuite avec sa période et sa luminosité.

[Antarès175]

Ah d'accord merci .

[Jean-ClaudeP]

Donc il a suffit de mesurer la parallaxe d'une céphéide pour en déduire sa distance et faire le lien ensuite avec sa période et sa luminosité.

Wiki dit que cela a été fait en 1916 par Harlow Shapley sur une céphéide du nuage de Magellan.

D'une part, Je ne vois pas comment, au moins à l'époque, on a pu déterminer par l'observation la parallaxe annuelle d'une étoile du nuage de Magellan (environ 0,00005"). Si on savait que le nuage de Magellan est à 179 000 année lumière de la terre on pouvait s'en sortir, mais alors, d'autre part, comment a-t-on fait pour déterminer cette dernière distance ?

[jgricourt]

Je pense plutôt qu'il doit s’agir d'une céphéide de notre propre galaxie et je regarderai en direction de la constellation de Céphée pour les trouver

[adri92]

Wiki dit que cela a été fait en 1916 par Harlow Shapley sur une céphéide du nuage de Magellan.

D'une part, Je ne vois pas comment, au moins à l'époque, on a pu déterminer par l'observation la parallaxe annuelle d'une étoile du nuage de Magellan (environ 0,00005"). Si on savait que le nuage de Magellan est à 179 000 année lumière de la terre on pouvait s'en sortir, mais alors, d'autre part, comment a-t-on fait pour déterminer cette dernière distance ?

 

Je me suis posé la même question, et en fait: "Ejnar Hertzsprung en 1913 réussit à déterminer la distance de quelques céphéides situées dans notre galaxie". Mais la céphéide la plus proche est située à 900 al (je ne sais pas si c'est la plus proche, mais c'est comme le dit syncopatte dans son message suivant, le "prototype", delta de Céphée), ce qui fait que l'incertitude sur la détermination de sa distance par la méthode des parallaxes annuelles est d'environs 30 pour cent. Hertzsprung a donc utilisé une méthode plus complexe: la méthode de la parallaxe statistique, qui consiste à se servir du mouvement du Soleil autour du centre galactique, et non du mouvement de la Terre autour du Soleil. Résultats, plus grande base de triangulation, mais plus grosse certitude. Autre précision, toutes les céphéides ayant servi à la détermination de la constante de proportionnalité sont situées entre 1000 et 3000 al.

 

Source: astronomie et astrophysique de Séguin et Villeneuve.

 

EDIT: Grillé par jgricourt

Modifié 9 octobre 2011 par adri92

[syncopatte]

Comme le nom l'indique: dans la constellation Céphée, delta pour être précis était le "prototype" de ces variables.

 

A noter que la relation périodicité/magnitude fût établie par Henrietta Leawitt, "employée" de Shapley. Cliché après cliché, analysant des milliers de plaques photographiques, elle a remarqué que les plus brillantes ont une période plus longue et vice versa pour les faibles.

Comme les étoiles (dont des Céphéides) situées dans le nuage de Magellan sont toutes à peu près à la même distance, ce jalon a pu être établi avec suffisamment de précision pour arpenter l'Univers plus loin que ne le permet la précision de la parallaxe.

 

Le puzzle se complète et s'auto-alimente avec la Loi de Hubble.

Quand il a écrit à Shapley - qui pensait que l'Univers était notre Voie lactée - qu'il avait découvert des Céphéides dans la "nébuleuse" d'Andromède, et a ainsi estimé pour cet objet une distance bien plus grande que compatible avec le monde selon Shapley, ce dernier lui a répondu que cela faisait longtemps qu'il n'avait plus eu lecture aussi divertissante!

 

Mais Hubble avait raison.

Et ce n'était qu'un début: avec le red-shift (voir cette entrée sur google) il a constaté que plus les galaxies sont lointaines, plus le décalage était important, donc plus grande était la vitesse d'éloignement.

D'une part cela a amené l'abbé Lemaitre de dérouler le film à l'envers et imaginer ce que plus tard allait s'appeler la théorie du Big bang.

D'autre part on avait une nouvelle façon de mesurer les distances: le red-shift.

 

Avec le red-shift, on peut - si la Loi de Hubble est correcte et qu'il n'y ait pas anguille sous roche - estimer les distances bien plus grandes.

L'étude des supernovae devrait affiner les mesures, mais là on a l'incertitude liée à ce qu'on les suppose semblables, et rien n'est bien sûr...

 

Idem pour les (amas) des galaxies lointaines, où encore une fois on suppose leurs géants comme ayant une luminosité intrinsèque semblable.

 

Il y a encore les quasars, pulsars...Passionnant tout cela!

Pour l'instant je lis "Lonely hearts of the Cosmos" de Dennis Overby, qui raconte ces histoires en retraçant la vie de Allan Sandage, arpenteur au Palomar...

Ardu mais je m'accroche, aucune idée si une traduction est disponible.

 

Patte.

Modifié 9 octobre 2011 par syncopatte

[Jean-ClaudeP]

Réponses excellentes, merci à vous tous !

[G.bliard]

Au égards des astronomes avertis (ou pas forcément)

 

Les étoiles variables et les céphéides, sont elles la même chose, (je pensais que oui mais je pourrais être contredis), si oui,

Quelles céphéides pourrait ont observer ou photographier le plus facilement?

Je sais que les périodes sont longues mais pourrait-on photographier la différence de luminosité de celles-ci???

 

Merci d'avance et bonne journée

[G.bliard]

Je trouve ça amusant que les étoiles de type Beta Cephei ne soit pas des céphéides...

[G.bliard]

J'ai trouvé la réponse à un de mes questions et pour ceux qui ne savait pas

Les étoiles variables sont un groupe comportant:

-Les céphéides

-étoiles de type Mira

-Les étoiles variables semi régulières

La classification est déterminée par la période de pulsion de ces étoiles

D'après ce que j'ai compris, cela serais relié au cycle stellaire...

la variabilité de notre soleil est environ de 0.1% sur un cycle de 11 ans

[loollivier]

bonjour,

vous pouvez trouver votre réponse sur le site web ci-dessous

http://www.dil.univ-mrs.fr/~gispert/enseignement/astronomie/cours.php

m-M=5-log de D

D=exp(5-m-M)/5

et D=longueur d'onde/la distance entre deux traits du spectre x la focale

cordialement

Louis

[Nicolastro]

Je vais me permettre de rajouter une précision concernant les galaxies lointaines.

 

La loi de Hubble, dont on parle plus haut, donnée par :

vitesse de recession=constante de Hubble * distance

ou encore vitesse de la lumière * redshift = constante de Hubble * distance

n'est valable que pour des "faibles" distances, cad pour des redshift inférieur à 1 (ce qui est loin d'être les galaxies les plus lointaines que l'on connaissent)

 

Pour les galaxies très lointaines (z>1), la loi de Hubble ne s'applique plus, et on est obligé d'utiliser le décalage du spectre vers les grandes longueurs d'onde, en gros les "signatures" dans le spectre de l'atome d'Hydrogène (très abondants normalement dans les premières galaxies). Ca c'est évidemment le cas idéal, où l'on peut observer la galaxie avec un spectrographe. Or aujourd'hui les spectrographe sont limités en magnitude, par exemple X-Shooter installé au Chili, est limité a environ 25-26 en bande V, ce qui est loin d'être la magnitude des premières galaxies. Dans ce cas, on doit se fier à des observations photométriques avec différents filtres couvrant obligatoirement le domaine du visible, du proche infra-rouge et de l'infra-rouge et regarder dans quelle filtre la galaxie apparaît... Et c'est ce filtre qui nous donnera une estimation de la distance.

 

Voilà j'espère que ça en intéressera quelques uns.

 

A très vite

 

Nicolas

[sunfish22]

Bonsoir Nicolas,

 

Dans les indicateurs de distance 'tertiaires' A.Acker indique la relation diametre des galaxies / luminosité qui a été étalonnée avec des mesures de diametres de galaxies réalisées avec l'interferometre radio à grande base sur les galaxies du groupe local : Cette fonction de luminosité universelle permet de sonder l'Univers jusqu'à des distances de milliards de parsecs avec une precision d'environ 30% (ouvrage datant de 2005)

 

Tes mesures sont donc basées ces indicateurs statistiques de distribution de la luminosité des galaxies, basées sur le constat que les galaxies les plus lumineuses ont une magnitude absolue identique ?

 

Actuellement (ouvrage de 2005) selon les calibrateurs utilisés, la distance des galaxies les plus lointaires differe d'un facteur 1,5. Ces distances dérivées des indicateurs tertiaires sont utilisées pour calibrer la loi de Hubble et déterminer la valeur de la constante de Hubble.

 

Ce que je comprends, c'est que la loi de Hubble n'est plus utilisée aux tres grandes distances car on ne sait pas si elle est linéaire ? Toujours vrai en 2011 ?

 

Jean

Modifié 26 octobre 2011 par sunfish22

[Nicolastro]

Salut Jean,

 

Absolument la loi de Hubble n'est plus linéaire aux très grand redshift, grosso modo pour les galaxies formées moins de 6 milliards d'années aprés le BigBang. Donc elle est valide pour "sonder l'Univers jusqu'à des distances de milliards de parsecs "

Le problème de la loi de Hubble appliquée à l'Univers lointain est quelle ne prend pas en compte le modèle cosmologique standard et nécessite des corrections relativistes par exemple, une prise en compte de l'accélération de l'expansion de l'Univers serait également à intégrer.

La distribution de luminosité des galaxies dépend du redshift sondé, cad que tu auras plus de galaxies brillantes 6 milliards d'années aprés le BB que 1 milliards d'années aprés le BB et inversement pour les galaxies faibles (et ceci est vérifié aujourd'hui => ce qui confirme le modèle de formation hiérarchique des galaxies)

Et enfin une dernière remarque, sur des objets aussi lointain il est impossible de mesurer le diamètre de la galaxie observer, car sur ton image, ton objet aura (souvent) la dimension du seeing. Nous avons juste accès au flux issu de la source.

A+

Nicolas

[sunfish22]

Bonjour Nicolas,

 

Merci pour toutes ces précisions ... en attendant un post plus détaillé sur tes travaux

 

Jean