Comment savons-nous la distance aux étoiles et comment elles sont mesurées

Comment savons-nous la distance aux étoiles et comment elles sont mesurées

Nous savons que l’étoile la plus proche de la Terre est le Soleil. Si nous parlons d’objets en dehors du système solaire, Proxima Centauri et le système Alpha Centauri sont les premiers à proximité des étoiles. Mais comment savons-nous cela?

Les premières personnes n'étaient pas particulièrement intéressées par les étoiles, car elles considéraient l'espace extra-atmosphérique comme un dôme statique, où les corps célestes sont fermement attachés au-dessus de la Terre. Mais alors les anciens sages ont deviné que le monde est beaucoup plus compliqué qu'il n'y paraissait initialement.

Par exemple, l'astronome de la Grèce antique, Aristarque de Samos au IIIe siècle av. heu J'ai essayé de déterminer la distance du soleil. Il a estimé que l'étoile devrait être située 20 fois plus loin de la lune (le chiffre actuel est 20 fois plus). Des figures plus modernes ont été fournies par l'astronome Jacques Dominique Cassini en 1672, en utilisant le moment de la confrontation de Mars (140 millions de km).

Comment savons-nous la distance aux étoiles et comment elles sont mesurées

Visualisation de la méthode de parallaxe

Pendant longtemps, les scientifiques ont dû utiliser le mouvement de Vénus pour comprendre les paramètres du système solaire. C'est ainsi que sont apparus de grands projets internationaux, dans lesquels des scientifiques du monde entier ont combiné des observations et des distances dérivées d'objets spatiaux. Mais comment les chercheurs mesurent-ils ces distances?

La méthode la plus simple et la première était la parallaxe (triangulation). Vous ne le savez peut-être pas, mais vous observez constamment ses effets dans la vie ordinaire. Rappelez-vous comment vous êtes allé en voiture, en train ou en minibus. Vous avez peut-être remarqué à quelle vitesse les objets proches (comme les publications et les personnes) clignotent sur l'arrière-plan d'objets plus éloignés (montagnes, nuages, etc.). La conclusion est simple: le décalage de parallaxe pour les objets proches est beaucoup plus significatif et remarquable.

Comment savons-nous la distance aux étoiles et comment elles sont mesurées

effet de parallaxe

La parallaxe est calculée comme une équation. Vous aurez besoin d’une base (mesure de deux angles et d’une distance) et de connaissances en trigonométrie pour calculer la longueur d’une des branches dans un triangle rectangle. Plus la base est longue, plus les déplacements et les angles parallactiques seront importants.

Lorsque vous vous déplacez d'une extrémité à l'autre de la base, la direction visible devient un point. Le décalage d'un objet sur l'arrière-plan de corps célestes éloignés est appelé décalage de parallaxe. Qu'est-ce que l'observateur terrestre prendra comme base? C'est le diamètre de l'orbite terrestre autour du soleil.

Le plus difficile était d'appliquer la parallaxe à des étoiles plus éloignées. La percée a eu lieu seulement au XIXe siècle, lorsque les dispositifs goniométriques sont devenus très précis. La chance sourit à Vasily Struve, qui publia pour la première fois en 1837 la valeur de la parallaxe de l'étoile Vega - 0,12 seconde angulaire. Les observations suivantes de Friedrich Bessel ont suivi pour le 61 étoiles Cygnus - 0.3 ''.

Les distances dans la méthode de parallaxe pour d'autres étoiles ont commencé à être mesurées en parsecs (1 parsecs = 3,26 années-lumière). C’est le point de départ de référence, où exactement à partir de cette distance, le rayon de l’orbite de notre planète est vu sous un angle de 1 seconde. Si vous voulez calculer la distance à l'étoile dans les parsecs, utilisez une formule simple dans laquelle 1 est divisé par la parallaxe en étoile en secondes.

La méthode fonctionne bien si vous mesurez des distances inférieures à 100 parsecs (la méthode de la parallaxe heurte une barrière sous la forme de l'atmosphère terrestre). Mais l'univers est infini. Comment voir des objets plus lointains? Les méthodes photométriques apparues avec le développement de la photographie et des étoiles variables (céphéides) sont utiles ici. L'astronome Henriette Levitt fut le premier à réussir. Elle a étudié le brillant des étoiles sur des plaques photométriques à l'aide de céphéides sur le territoire du petit nuage magellanique. Elle a réussi à comprendre qu'avec l'augmentation de la luminosité de l'étoile et la période d'oscillation de la luminosité.

Comment savons-nous la distance aux étoiles et comment elles sont mesurées

Grâce à la luminosité et à la visibilité des Céphéides, les objets proches d’elles peuvent être localisés. Si nous rappelons le lien entre la périodicité et la luminosité, nous obtenons alors, sous la forme de Céphéides, un outil utile pour calculer les échelles de l'univers.

Mais il est difficile de mesurer la distance à la Céphéid la plus proche, car elle est éloignée pour 130 parsecs. Par conséquent, un schéma de «distance d'escalier» est apparu, où les amas d'étoiles dispersés sont devenus une étape intermédiaire, où les objets stellaires sont caractérisés par un temps de formation total. L’établissement d’un graphique avec un indicateur de température et de luminosité a permis de dériver la ligne de séquence principale. Toutes les étoiles du groupe sont éloignées de la Terre de presque une seule distance. Leur brillance apparente a donc permis de calculer la mesure de la luminosité.

Il était nécessaire de déterminer la distance exacte par rapport à au moins un groupe afin de procéder à un «ajustement de la séquence principale». Cela a aidé les Pléiades et Hyades. Après cela, nous avions déjà un escalier vers les Céphéides les plus proches.

Comment savons-nous la distance aux étoiles et comment elles sont mesurées

Les Pléiades sont un groupe ouvert pouvant contenir 3000 étoiles et distant de 400 années-lumière (120 parsecs). Parmi les noms figurent: Seven Sisters, NGC 1432/35 et M45.

La précision de la mesure augmente si vous observez les étoiles non pas de la Terre, mais au moins en orbite. Par conséquent, en 1989, le satellite Hipparcos a été lancé, à l'aide duquel ils ont pu présenter un catalogue astronomique de 120 étoiles à parallaxe annuelle.

Si vous voulez aller encore plus loin, vous ne pouvez pas vous passer d'un redshift. L’émergence de la méthode est due à l’astronome Vesto Slifer qui, dans l’étude des spectres galactiques, a remarqué que de nombreuses raies sont décalées vers le rouge par rapport à l’observateur. Ensuite, Edwin Hubble a repris le développement du thème. Celui-ci a dérivé la constante de Hubble et a compris que les galaxies étaient en train d’être retirées (le taux d’élimination est proportionnel à la distance qui les sépare de la galaxie) et que l’Univers est en expansion. Dans le monde moderne, c'est la méthode du décalage vers le rouge qui permet de déterminer les distances par rapport aux galaxies distantes. Bien sûr, n'oublions pas que les scientifiques disposent désormais de technologies d'observation plus avancées et de satellites en orbite, de sorte que les distances par rapport aux étoiles sont constamment affinées. Par exemple, la dernière mission de Gaia consiste à mesurer avec précision la vitesse de parallaxe, intrinsèque et radiale pour 1 milliard d'étoiles.

Commentaires (0)
Recherche