De la Terre aux étoiles
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- Sylvie Laurent
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1 De la Terre aux étoiles
2 De la Terre aux étoiles Comment mesurer les distances des étoiles?
3 Découvrons ce que signifie Triangulation Parallaxe, Parsec Diagramme HR Céphéides chandelles standards Supernovae Tully-Fischer Hipparcos, Gaia
4 Les étoiles sont-elles : Toutes à la même distance et de luminosités différentes, ou toutes de même luminosité et de différentes distances? géocentrisme d'aristote
5 1 re méthode : la triangulation Observation de la même étoile à 6 mois d'écart Déplacement apparent Mesure de l'angle
6 La parallaxe α = angle extrêment petit p = parallaxe d = distance de l'étoile r = Terre - Soleil en parsec : d = 1/p
7 Nouvelle unité : le parsec parallaxe seconde distance à laquelle on verrait le couple Terre Soleil avec un angle de 1 seconde d'arc 1 pc = UA = 3, m = 3,262 a.-l. 1 (minute d'arc) = 1 /60 1 (seconde d'arc) = 1'/60 = 0,
8 Les distances des étoiles proches Alpha du Centaure (proxima) on mesure p = 0,772" ~1/5000 e or 1 pc = 3,262 a.l. L étoile la plus proche : 4,22 a.-l.
9 Les limites de la parallaxe Triangle d été Véga : 27 années-lumière Altaïr : 17 a.-l. limites de la méthode : ~ 500 a.-l. Hipparcos a mesuré la distance de étoiles Gaia en mesurera 1 milliard
10 géantes rouges pulsantes type δ cephei permet de mesurer d jusqu'à 4 Mpc 2 e méthode : les Céphéides
11 Magnitudes et distance Intensité : brillance apparente Luminosité : lumière émise I = L/d 2 x constante La magnitude apparente m d une étoile dépend de son éclat E par la loi de Pogson : m = - 2,5 log E + cte Magnitude apparente m (mesurée) et Magnitude absolue M (réelle) sont liées à la distance m est mesurée, Si M est déduit des propriétés physiques, Alors m et M connues d est ainsi calculée m - M = 5 log d/10 en parsec
12 2 e méthode : les Céphéides H. Leavitt démontre que la période de pulsation est reliée à la luminosité moyenne P : période L = fonction( P ) soit aussi : M = a. log P + b a, b étalonnés par parallaxe dans le Petit Nuage de Magellan
13 3 e méthode : les supernovae Parmi les Supernovae, les SN Ia explosent lorsqu'elles atteignent 1,4 masse solaire elles ont la même luminosité on connait ainsi M en mesurant m, on déduit d naine blanche aspirant une géante rouge
14 Parallaxe d. étoiles proches dont Céphéides Céphéides d. étoiles lointaines dont galaxies proches Supernovae d. galaxies Etoiles de références = ce sont des chandelles standards
15 4 e méthode : le redshift Distance et vitesse des galaxies sont liées loi de Hubble v = H. d La loi Doppler-Fizeau vitesse liée au décalage vers le rouge Mesurer le redshift fournit la distance spectre montrant l'effet de la vitesse (radiale et inflation)
16 Autres méthodes diagramme H-R T Luminosité diagramme Hertzsprung-Russell Amas globulaires luminosité moyenne p.r. à la galaxie Loi Tully-Fisher luminosité galaxie p.r. à sa courbe de rotation permettent de confirmer et calibrer les chandelles standards
17 Sirius : 8,5 a.l. Voie Lactée : a.l. Quelques distances Andromède : 2,5 Millions a.l. Groupe local : 10 Millions a.l. Rayon de L'Univers observable : 13,8 Milliards a.l.
18 Sources et références :
19 Club d'astronomie : Astro Club 85 Bruno CARTIGNY Novembre 2013
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