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Comment mesure-t-on l’immensité de l’univers ? (Vidéo)

Publié par wikistrike.com sur 20 Mai 2012, 09:27am

Catégories : #Astronomie - Espace

Comment mesure-t-on l’immensité de l’univers ? 


distance-galaxie

L’espace, comme nous le savons tous, est grand. En fait, il est plus que grand, il est immensément, énormément, excessivement, bigrement, extrêmement, prodigieusement, infiniment grand.

Mais comment attribuons-nous de réelles et quantifiables distances entre les planètes, les nébuleuses et les autres entités cosmiques ? Dans cette vidéo, magnifiquement animée, produite par l’Observatoire royal de Greenwich (Angleterre), l’astrophysicienne Olivia Johnson explique comment les scientifiques utilisent plus particulièrement 3 techniques pour mesurer la distance entre les points de repère de notre univers.

Les astronomes utilisent donc 3 méthodes qui chacune ce complète : la parallaxe, lachandelle standard (en corrélation avec la règle standard) et enfin, pour les objets encore plus distants et en mouvements (expansion de l’univers oblige), l’effet Doppler. Je vous laisse regarder cette vidéo et j’en fais la description plus bas : 

La parallaxe :

Donc, pour les étoiles les plus proches on utilisera la parallaxe. Après la Renaissance, le modèle galiléen du système solaire fut accepté, que la Terre tourne autour du Soleil et non l’inverse. Une fois cela pris en compte, un nouveau mot s’est glissé dans la science de l’astrométrie : parallaxe, une méthode de triangulation.

La parallaxe est le terme pour le changement apparent de la position d’un objet, vu dans un arrière-plan plus lointain, quand le point de vue est changé. Cela signifiait pour lesastrométres, que vous pourriez, en théorie, regarder une étoile au printemps, attendre l’automne et l’examiner à nouveau lorsque la Terre est à la position opposée dans son orbite autour du Soleil. Des deux différentes positions apparentes de l’étoile, vous pouvez calculer la distance de l’étoile.

Parallaxe_diurne

Cette technique à  ces limites, notamment pour les objets beaucoup plus lointains qui ne semblent pas bouger du tout, un peu comme l’exemple de la montagne dans la vidéo.

La chandelle Standard :

C’est alors qu’intervient la technique basée sur une chandelle standard, ou comment déterminer la distance d’un objet par rapport à la luminosité qu’il diffuse, en connaissant sa puissance lumineuse de base, appelée magnitude absolue. Dans ce cas on détermine une luminosité standard pour tel ou tel objets cosmique. Par exemple, en astronomie galactique, les explosions thermonucléaires à la surface d’une étoile à neutrons, appelée sursauts X, sont utilisées comme chandelle standard car l’on connait bien leur intensité lumineuse.

En comparant la luminosité connue (la magnitude absolue) et la luminosité observée (ou sa magnitude apparente) d’une chandelle standard, il est possible de calculer la distance à l’aide de la formule:

5 \log \fracD1\ \mathrmkpc = m - M + 5,où D est la distance, m est la magnitude apparente et M la magnitude absolue.

L’utilisation d’une chandelle standard est souvent associée à une règle standard, dans laquelle on connait la taille et le diamètre de l’objet que l’on veut observer et qui aideront à déterminer la distance à laquelle il se trouve.

Mais là aussi, cette technique à ces limites, notamment si quelque chose obstrue plus ou moins la lumière envoyée par l’étoile ou la galaxie que l’on désire étudier ou, en restant dans le cas d’une galaxie, quand celle-ci n’a pas de chandelle standard.

Effet Doppler-Fizeau :

La troisième méthode utilise l’effet Doppler, qui affecte les ondes lumineuses dans le cas d’une étude astronomique, mais qui est aussi perceptible par le son, pour reprendre l’exemple de la vidéo, où la sirène du camion de pompier qui se déplace semble plus aigüe, alors qu’elle se rapproche et plus grave lorsque la sirène s’éloigne.

Dans le cas de la lumière, où l’on lui réserve plus précisément le terme d’effet Doppler-Fizeau, les ondes lumineuses à l’avant de l’objet qui se déplacent sont plus courtes et apparaissent en bleu et les ondes plus longues, à l’arrière de l’objet, apparaissent rouges (notion de décalage vers le rouge ou le bleu : redshifts ≠ blueshifts). 

 Doppler-Fizeau2

Schema_Redshift

C’est en observant des galaxies, contenant des chandelles standards, que les astronomes se sont aperçus que, plus les galaxies étaient éloignées, plus il y avait un décalage vers le rouge. Si les galaxies ont un décalage vers le rouge, ce n’est pas parce qu’elles s’éloignent de nous, mais parce qu’elles se sont étirées, alors qu’elles voyageaient à travers notre univers en expansion.

Cette méthode est, notamment, très utilisée dans la découverte d’exoplanètes grâce à laméthode des vitesses radiales (ou spectroscopie Doppler), l’analyse des variations des longueurs d’onde qui augmentent et diminuent de façon régulière. Un décalage Doppler produit par une planète, par exemple, entraine des changements de vélocité sur son étoile.

Ainsi, chacune de se trois méthodes s’appuient les unes sur les autres. Si nous connaissons via la parallaxe notre distance par rapport à une étoile qui peut être définie comme chandelle standard, nous pouvons en déterminer la distance de galaxies plus lointaines, ainsi que leur mouvement à partir duquel nous avons appris que nous pouvons utiliser le décalage vers le rouge pour mesurer les distances à travers notre galaxie en expansion.

La vidéo  fait partie de : “Measuring the Universe: from the transit of Venus to the edge of the cosmos “ (Mesurer l’Univers: du transit de Vénus au bord du cosmos), une exposition gratuite qui se tient actuellement à l’Observatoire royal de Greenwich (Angleterre), jusqu’au 2 septembre.

Images : Wikipédia, NASA, ESA.

 

Source: Gurumed

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