Comment est calculée la distance aux étoiles ?

En se basant sur la façon dont la distance aux étoiles est calculée, les scientifiques utilisent différents moyens dont l'utilisation dépendra de la lumière qu'une étoile particulière nous envoie et, paradoxalement, de la distance dans la découverte.

Méthodes pour savoir comment la distance aux étoiles est calculée

En fonction de la distance, les scientifiques utilisent souvent certains outils. Ce type de système est connu des spécialistes sous le nom d'échelle de distance cosmique et grâce à cela, certaines informations sont atteintes qui seront utiles à l'étape suivante. Voici quelques méthodes de base pour mesurer la distance aux étoiles :

Le système de parallaxe, la méthode des étoiles céphéides, la méthode des supernovae et la méthode des constantes cosmologiques.

Méthode de parallaxe

Cette méthode est basée sur la trigonométrie standard. Selon la définition scientifique on obtient que "Parallaxe : C'est la différence visuelle de l'emplacement d'une étoile, selon la position de l'observateur". Cette méthode est utilisée pour mesurer la distance aux étoiles relativement proches de la Terre.

Son origine remonte à 1533, grâce à la physicienne-mathématicienne Gemma Frisius. Plus tard, Tycho Brahe a étudié les événements causés par les comètes dans l'espace extra-atmosphérique, révélant qu'elles ne faisaient pas partie de certains phénomènes dans l'atmosphère, mais de corps éloignés de la planète Terre.

Grâce au mouvement de rotation de la terre, différents corps peuvent être observés dans l'espace dans différentes positions, à des moments différents. Ce phénomène est appelé parallaxe diurne.

Cependant, la parallaxe annuelle provient de la translation terrestre qui, grâce au mouvement orbital du Soleil, permet d'observer des corps à différents endroits de l'espace.

Lorsqu'une étoile est à faible distance du Soleil, son déplacement entre les deux mouvements terrestres (rotation et translation), est plus important.

Ce système peut être expliqué de la manière la plus simple à l'aide de l'exemple suivant. Placez un doigt près de votre nez et fermez alternativement les yeux, vous verrez le doigt se déplacer brièvement vers la droite ou vers la gauche par rapport au fond. Si vous éloignez votre doigt du nez et répétez la procédure, vous remarquerez que le déplacement par rapport à l'arrière-plan est plus important.

Pour utiliser ce système et savoir à quelle distance se trouve une étoile, l'étoile prendra la place du doigt dans l'exemple précédent et les yeux seraient deux satellites (l'observateur) qui seront les points de référence .

Connaissant la distance à laquelle se trouvent les satellites et appliquant un calcul trigonométrique de base, mesurant le déplacement sur le fond cosmique et en fonction du type de parallaxe, il sera possible de déterminer la distance de l'étoile.< /p>

Les yeux qui seraient les observateurs forment un triangle avec la distance du corps. Étant le doigt la position de l'étoile dans l'espace et les observateurs (les yeux), les mouvements de la terre.

Pour calculer la parallaxe, on utilise une unité astronomique qui équivaut à cent cinquante millions de kilomètres. En utilisant le diamètre de la terre pour la parallaxe diurne et trois cents millions de kilomètres pour la parallaxe annuelle.

Bien que cette méthode soit assez efficace, elle ne peut pas être utilisée lorsque les étoiles sont très éloignées.

Méthode des étoiles céphéides

Les céphéides sont des étoiles qui ont une luminosité continue et préalablement établie. Ce rayonnement est lié à la période pendant laquelle il varie.

Ainsi, les étoiles les plus brillantes ont des périodes de variation plus longues et donc, dans les étoiles les moins brillantes, la période de variation est plus petite. Ensuite, lors du calcul de sa période, nous connaîtrons la propre luminosité de l'étoile.

Cette luminosité est connue sous le nom de Magnitude Absolue, qui est dénommée comme la luminosité d'une étoile située à dix parsecs (un parsec est égal à 3,2616 années-lumière).

Ainsi, si nous connaissons la magnitude absolue d'une étoile et si sa luminosité est quatre fois plus petite, alors nous comprenons que l'étoile est deux fois plus éloignée.

Il faut garder à l'esprit que la magnitude de la luminosité est modifiée en fonction de la distance et cela donne une proportion inverse au carré de cette magnitude. Cela signifie que si la distance est doublée, la luminosité perçue sera quatre fois plus faible. Dans l'exemple spécifique, la distance de l'étoile serait de vingt parsecs.

Bien que ce soit l'un des processus les plus efficaces qui existent, il ne peut être utilisé que pour obtenir la distance à laquelle se trouve une étoile Céphéide ou la distance d'un corps proche d'une autre étoile Céphéide.

Méthode supernova

Cette méthode est utilisée par les astronomes pour calculer la distance entre les étoiles éloignées de la Voie lactée. Les supernovae se produisent lorsqu'un grand nombre d'étoiles mourantes créent une explosion qui pourrait être plus brillante que dix milliards de soleils.

Les supernovae sont les plus fréquentes et se produisent lorsqu'une naine blanche meurt. Ils se caractérisent par avoir toujours la même quantité de luminosité ou de magnitude absolue, sachant cela, il suffit de comparer la magnitude apparente avec sa propre intensité de luminosité pour savoir à quelle distance il se trouve.

Cette méthode est très précise, mais elle est peu pratique car son utilisation nécessite de trouver une supernova au moment précis de son explosion, ce qui est rare.

Méthode des constantes cosmologiques

Pour comprendre cette méthode, il est nécessaire de connaître la loi de Hubble, qui fait référence à l'expansion de l'univers. Le concept d'expansion de l'univers est contenu dans les équations sur la relativité du temps formulées par Einstein, au moyen desquelles on déduit que la distance entre les galaxies augmente en les séparant de manière constante et proportionnelle.

Hubble a prouvé la théorie d'Einstein sur l'expansion de l'univers. Il a également découvert que les raies spectrales de plusieurs galaxies étaient décalées vers le rouge. Ce mouvement est proportionnel à la distance entre les galaxies si elle est interprétée par effet Doppler. Ce qui signifie que plus le passage au rouge est important, plus une galaxie est éloignée.

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