Mesure des distances en astronomie

Unité astronomique

L'unité astronomique est la distance moyenne (moyenne) de la Terre par rapport au Soleil. Nous le savons très précisément. Les lois de Kepler indiquent les rapports des distances des planètes, et le radar indique la distance absolue des planètes intérieures et des satellites artificiels en orbite autour d'elles.

Parallax

La parallaxe est l'utilisation de la trigonométrie pour découvrir les distances des objets proches du système solaire.

Lorsque la Terre tourne autour du Soleil, la position des étoiles proches semble se déplacer légèrement par rapport à l'arrière-plan plus éloigné. Ces décalages sont des angles dans un triangle rectangle, 2 UA représentant la branche courte du triangle et la distance à l'étoile étant la branche longue. La quantité de décalage est assez faible, mesurant 1 seconde d'arc pour un objet à une distance de 1 parsec (3,26 années-lumière)

Cette méthode fonctionne pour des distances allant jusqu'à quelques centaines de parsecs.

Les objets dont la luminosité est connue sont appelés bougies standard. La plupart des indicateurs physiques de distance sont des bougies standard. Ce sont des objets qui appartiennent à une classe dont la luminosité est connue. En comparant la luminosité connue de ce dernier à sa luminosité observée, la distance à l'objet peut être calculée à l'aide de la loi de l'inverse des carrés.

En astronomie, la luminosité d'un objet est donnée en fonction de sa magnitude absolue. Cette quantité est dérivée du logarithme de sa luminosité vue à une distance de 10 parsecs. La magnitude apparente est la magnitude telle que vue par l'observateur. Elle peut être utilisée pour déterminer la distance D à l'objet en kiloparsecs (kiloparsec = 1 000 parsecs) comme suit :

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc}

où m est la magnitude apparente et M la magnitude absolue. Pour que cela soit précis, les deux magnitudes doivent se trouver dans la même bande de fréquences et il ne peut y avoir de mouvement relatif dans la direction radiale.

Il faut également trouver un moyen de rendre compte de l'extinction interstellaire, qui fait également apparaître les objets plus faibles et plus rouges. La différence entre les magnitudes absolues et apparentes est appelée module de distance, et les distances astronomiques, en particulier intergalactiques, sont parfois calculées de cette manière.

Problèmes

Deux problèmes se posent pour toute catégorie de bougies standard. Le principal est l'étalonnage, qui consiste à déterminer exactement la magnitude absolue de la bougie.

La seconde consiste à reconnaître les membres de la classe. Le calibrage standard des bougies ne fonctionne que si l'objet appartient à la classe. À des distances extrêmes, c'est-à-dire là où l'on souhaite le plus utiliser un indicateur de distance, ce problème de reconnaissance peut être assez grave.

Un problème important avec les bougies standard est la question de leur niveau de qualité. Par exemple, toutes les observations semblent indiquer que les supernovae de type Ia dont la distance est connue ont la même luminosité, mais il est possible que les supernovae de type Ia éloignées aient des propriétés différentes de celles des supernovae de type Ia proches.

À quelques exceptions près, les distances basées sur des mesures directes ne sont disponibles que jusqu'à environ mille parsecs, ce qui représente une modeste portion de notre propre galaxie. Pour les distances supérieures, les mesures dépendent d'hypothèses physiques, c'est-à-dire l'affirmation que l'on reconnaît l'objet en question, et que la classe d'objets est suffisamment homogène pour que ses membres puissent être utilisés pour une estimation significative de la distance.

Les indicateurs de distance physique, utilisés sur des échelles de distance de plus en plus grandes, comprennent :

• Binaires d'éclipse - Au cours de la dernière décennie, la mesure des binaires d'éclipse a permis de mesurer la distance aux galaxies. La précision est de 5 % jusqu'à une distance d'environ 3 millions de parsecs.
• RR Lyrae variables - sont des étoiles variables périodiques, que l'on trouve couramment dans les amas globulaires, et qui sont souvent utilisées comme bougies standard pour mesurer les distances galactiques. Ces géantes rouges sont utilisées pour mesurer les distances au sein de la galaxie et dans les amas globulaires voisins.
• En astronomie galactique, les éclats de rayons X (éclairs thermonucléaires à la surface d'une étoile à neutrons) sont utilisés comme bougies standard. Les observations des éclats de rayons X montrent parfois des spectres de rayons X indiquant l'expansion du rayon. Par conséquent, le flux de rayons X au pic de la rafale devrait correspondre à la luminosité d'Eddington, qui peut être calculée une fois que la masse de l'étoile à neutrons est connue (1,5 masse solaire est une hypothèse couramment utilisée).
• Variables et nouvelles céphéides
• Les céphéides sont une classe d'étoiles variables très lumineuses. La forte relation directe entre la luminosité d'une variable des Céphéides et la période de pulsation, assure aux Céphéides leur statut de bougies standard importantes pour établir les échelles de distance galactique et extragalactique.
• Les bougies Novae sont prometteuses et peuvent être utilisées comme bougies standard. Par exemple, la distribution de leur magnitude absolue est bimodale, avec un pic principal à la magnitude -8,8, et un pic secondaire à -7,5. Les bougies Novae ont également à peu près la même magnitude absolue 15 jours après leur pic (-5,5). Cette méthode est à peu près aussi précise que la méthode des étoiles variables des Céphéides.

• Les nains blancs. Comme les étoiles naines blanches qui deviennent des supernovae ont une masse uniforme, les supernovae de type Ia produisent une luminosité de pointe constante. La stabilité de cette valeur permet d'utiliser ces explosions comme des bougies standard pour mesurer la distance à leurs galaxies hôtes, car la magnitude visuelle des supernovae dépend principalement de la distance.
• Redshifts et loi de Hubble En utilisant la loi de Hubble, qui relie le redshift à la distance, on peut estimer la distance d'une galaxie particulière.

Ajustement de la séquence principale

Dans un diagramme de Hertzsprung-Russell, la magnitude absolue d'un groupe d'étoiles est tracée en fonction de la classification spectrale des étoiles. On trouve des modèles d'évolution qui se rapportent à la masse, à l'âge et à la composition de l'étoile. En particulier, pendant leur période de combustion de l'hydrogène, les étoiles se trouvent le long d'une courbe dans le diagramme appelée séquence principale.

En mesurant les propriétés du spectre d'une étoile, on peut trouver la position d'une étoile de séquence principale sur le diagramme H-R. La magnitude absolue de l'étoile est alors estimée. La comparaison de cette valeur avec la magnitude apparente permet de déterminer la distance approximative, après correction pour tenir compte de l'extinction interstellaire de la luminosité due aux gaz et aux poussières.

Dans un amas d'étoiles lié à la gravité comme les Hyades, les étoiles se sont formées à peu près au même âge et se trouvent à la même distance. Cela permet un ajustement relativement précis de la séquence principale, permettant de déterminer à la fois l'âge et la distance.

Cette liste de méthodes n'est pas exhaustive, mais elle montre comment les astronomes évaluent la distance des objets astronomiques.