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Pourquoi mesurer les distances
La dimension physique
des objets ne peut
être déterminée
précisément sans les
distances
Constante de Hubble:
expansion de
l’Univers âge de
l’Univers
Dynamique des
galaxies en groupes:
V = H0D mais en réalité
V = H0D + Vpec

Différentes méthodes de
mesure de distance
0
parallaxes
mouvements propres
vitesses radiales
25-50 pc
Céphéides
RR Lyrae
Novae
les plus brillantes
3 Mpc (télescope terrestre)
15 Mpc (HST)
supernovae
amas globulaires
nébuleuses planétaires
régions HII
15-20 Mpc
Tully-Fisher
Faber-Jackson (Dn-s)
Surface Brightness Fluctuation
100 Mpc
Loi de Hubble
5000 Mpc

4
Première méthode : Parallaxes trigonométriques
#L'angle sous lequel on voit l'orbite de la Terre d'une étoile s'appelle la parallaxe pou A .
#Le parsec : distance à laquelle on verrait une unité astronomique (distance
moyenne de l'orbite de la Terre autour du Soleil) sous un angle de 1 seconde
d'arc.
dp
par sec "
1
1 parsec = 206 265 u.a.
= 3,262 a.l.
= 3,086 1016 m.
Première mesure de parallaxe par Bessel en 1838.
Parallaxe de 61 Cygni : 0.3 "
Etoile la plus proche : Proxima Centauri
p= 0.762 "
d
d
p
p
Précision : Mesure à 0,005 "
= 50% à 100 pc
T
S
P
d
E
Ne pas confondre avec les parallaxes dans le système solaire.

Deuxième méthode : utilisation des caractéristiques des étoiles