Annexe_1_Lec_3

La plus part des caractéristiques des objets célestes passe par la connaissance
des leur distance.
La mesure de la distance est FONDAMENTALE dans la connaissance de l’Univers
En astrophysique en général la mesure de la distance se fait par pas successifs :
Mesure 1 ---> Etalon
Mesure 2 ---> Etalon
Mesure 3 ---> Etalon
…….
Les mesure de base sont des mesures géométriques.
Unités de distance :
Unité Astronomique
Année Lumière
Parsec
Red Shift
:
:
:
:
149.6 106 km
9.46 1012 km
3.26 a.l.
modèle dépendant !
• Méthodes de la mécanique céleste
- Parallaxe :
Effet géométrique sur le “point de vue” des étoiles proches
sur le fond des “fixes”.
1 parsec = distance donnant 1’’ de parallaxe sur la base de 1 UA
= 3.262 a. l.
• première mesure Bessel 1838 -> 61 Cygni : 0.3’’
• étoile plus proche : proxima du Centaure : 0.762’’
• HIPARCOS ( satellite ) 1990 : 120 000 étoiles jusqu’a ~500 a.l.
• GAIA ( satellite ) 2010 : 109 étoiles, 20 kpc -> Galaxie
Projet GAIA
- Méthode du point de convergence :
Effet de perspective due au mouvement intrinsèque des étoiles
d’un amas
Amas des Hyades
Vr
E
m
V
D
Vt
m
E’
Point
de convergence
tan m = Vt / Vr =
Vt= m [rad/y] x D[km] ]
V
a
D[pc] = Vr [km/s] x tan q / 4.74 m
m : mouvement propre
Point de convergence
Position de l’étoile Barnard
en 1950
Position de l’étoile Barnard
en 1997
vitess
e
radial
e
km/s
vitesse
résultant
e
km/s
magnitud
e
distance
AL
parallax
e
mvt
propre
vitesse
tangentiel
le
km/s
étoile de Barnard
6,1
0,552"
10,31"
88
-108
139
9,7
étoile de Kapteyn
12,7
0,256"
8,81"
163
+245
294
9
nom
9352 Lacaille
12
6,9"
+10
7,4
CD -37° 15 492
15,5
6,09"
+24
8,3
61 Cygni
11,1
0,294"
5,21"
84
-64
105
5,6
Wolf 359
8,0
0,429"
4,70"
52
+13
54
13,5
ε Indien
11,2
0,291"
4,69"
76
-40
89
4,7
O2 Eridani A
15,9
0,205"
4,08"
94
-43
104
4,5
Proxima Centauri
4,3
0,762
3,85"
24
-16
29
0,3
Lalande 21185
7,9
4,78"
-87
7,6
BD +5° 1 668
12,4
3,73"
+22
10,1
8760 Lacaille
12,5
3,46"
+22
6,6
étoile de Van
Maanen
13,2
2,98"
+238
12,3
- Methode photometrique :
On utilise la variation de la luminosite d’un corps avec la distance
Lapparente
Lintinseque / (distance)2
Absorption
Lintinseque = > chandelle standard
Quelques chandelles standard:
•
•
•
•
•
•
•
RR_Lyrae ( ~ 1 Mpc) -> periode / luminosite
Cépheides ( ~ 30 Mpc) -> periode / luminosite
Novae (~ 40 Mpc)
Amas globulaire (~ 50 Mpc)
Nebuleuses (H-II) ( ~ 100 Mpc)
Amas Galaxies
Super-Novae (SNII et SNIa) (~ 3000 Mpc)
 Les Céphéides
(~ 20 Mpc)
Etoiles variables très lumineuses : relation période luminosité
Céphéide : étoile variable pulsante
très lumineuse (100 a 30000 Soleil)
en phase de fusion He
Lorsque le He extérieur s’ionise la
pression de radiation gonfle l’étoile
• Henrietta Leavitt (1868 - 1921)
Découvre la relation entre la luminosité des céphéides
et leur période de variation d'éclat (1912),
=> base d'une méthode d'évaluation des distances
des amas stellaires et des galaxies.
=> Il manque un étalonnage
PCepheide
Luminosité
( Luminosité ) -1
d2
Différents types de variables pulsantes
Luminosité et magnitude
La luminosité stellaire est définie par :
Ls 


0
Ll dl  4pR
2
s


0
Fl dl
Avec Fl flux a la longueur d’onde l au niveau de la surface de étoile et Rs le rayon stellaire.
Il est claire que ce que l’on observe est :
f l  ( Rs D) 2 Fl
où D est la distance Terre- étoile et fl le flux au niveau de la Terre
 Pour connaître Ll et donc Ls il faut connaître la distance D
(il faudra tenir compte des différentes absorptions dans atmosphères et dans le milieu interstellaire. )
Pour le Soleil, on a Lo= 3.86 1026 W et le flux au niveau de la Terre = L/4pD2 = 1360 Wx m-2
• En astrophysique on utilise plutôt que la luminosité la magnitude apparente:
m = - 2.5 Log10 f + Cte
• Magnitude apparente entre deux étoiles :
m1 – m2 = 2.5 Log10 f2 / f 1
Historiquement le point “zéro”
est pour Véga : m (Véga) = 0
• La magnitude dépend de la longueur d’onde. On définit une magnitude bolométrique :
magnitude bolometriq ue   ml dl
• De même on distingue souvent la magnitude pour trois regions chromatiques :
mU (ultraviolet), mB (bleue) et mV (visuel : proche du jaune)
• A fin de normaliser le concept de magnitude, on utilise également en astronomie,
la magnitude absolue (M). Celle-ci est définie comme la magnitude apparente (m)
qu'aurait le même objet à une distance de 10 parsec de l'observateur (environ 32,6
années lumière ou 3×1014 kilomètres).
2
M = m - 5 Log10(D/10pc)
 Rs 
f   F
D
2
f10 pc
f
f10 pc
 Rs 
 F
 
 10 pc 
2
 D 
 10 pc 
  f

  f10 pc  
10
pc
 D 


2
Échelle des magnitudes apparentes
Magnitude
Objet céleste
-26.8
Soleil
-12.6
Pleine Lune
-4.4
Luminosité maximale de Vénus
-2.8
Luminosité maximale de Mars
-1.5
Étoile la plus brillante: Sirius
-0.7
Seconde étoile la plus brillante: Canopus
+6.0
Étoile la plus faible visible à l'œil nu
Quasar
+12.6
le plus lumineux
+30
Objets les plus faibles visibles par
le télescope spatial Hubble