Échelle de distances cosmiquesL'échelle de distances cosmiques se réfère à une succession de différentes méthodes que les astronomes utilisent pour mesurer les distances aux astres dans le ciel. Quelques méthodes, comme la parallaxe, fonctionnent mieux uniquement pour les astres proches. D'autres méthodes, comme l'utilisation du décalage cosmique vers le rouge (redshift), fonctionnent mieux pour les galaxies très éloignées. Ainsi il y a plusieurs méthodes, chacune avec leur domaine de validité limitée et par conséquent leur nom.
La base de l'échelle consiste en des astres pour lesquelles les distances peuvent être directement mesurées, comme la lune (veuillez consulter Mesure de distance lunaire par laser). La même technique utilisant des ondes radio, est appliquée pour trouver la distance à des planètes par exemple.
Pour les astres proches, la mesure par parallaxe est possible et fournit la distance à l'étoile.
Les « chandelles standards » sont des objets dont l'éclat intrinsèque est bien connu. La magnitude apparente, qui est facile à mesurer, nous indique la luminosité telle qu'elle nous apparaît et non sa luminosité réelle. Les objets distants sont moins lumineux parce que leur lumière se disperse sur de grandes zones.
En accord avec la loi du carré inverse pour l'intensité lumineuse, la quantité de lumière que nous recevons d'un objet diminue avec le carré de la distance. Ainsi la distance à l'objet peut être calculée si l'intensité courante est connue (magnitude absolue « M ») ainsi que l'intensité observée sur terre (magnitude absolue « m »). Le module de distance doit être défini comme suit :
Module de distance = M - m = 5 log10 D - 5
Dans cet exemple, la distance « D » est mesurée en parsecs.
Pour des chandelles standards spéciales, il existe d'autres façons de calculer l'intensité intrinsèque et par conséquent de calculer leurs distances.
Les chandelles standards les plus communes utilisées en astronomie sont :
Les céphéides variables : une variété d'étoiles variables périodiques dont la période de variation est liée à son intensité
Les variables de type RR de la Lyre : une autre variété d'étoiles variables périodiques avec une relation parfaitement connue entre période et intensité
Les supernovas de type Ia : ces supernovas ont une intensité parfaitement connue résultant des lois de physique qui les gouvernent et qui sont utilisées comme des chandelles standards
Il existe de nombreuses autres méthodes. Quelques-unes d'entre elles reposent sur la physique des étoiles telles que la relation entre la luminosité et la couleur de types variables d'étoiles (cela est généralement représenté par le diagramme de Hertzsprung-Russel). Quelques-unes d'entre elles fonctionnent avec des groupes d'étoiles, telles que la méthode des groupes en déplacement et de la méthode de correspondance à la séquence principale. La relation de Tully-Fisher qui relie l'intensité d'une galaxie spirale à sa rotation, peut être utilisée pour trouver le module de distance, puisque la rotation d'une galaxie se mesure facilement en utilisant le décalage de l'effet Doppler. La distance des galaxies lointaines peut être trouvée en mesurant le décalage cosmologique qui représente le redshift de la lumière provenant de galaxies lointaines résultant de l'expansion de l'Univers.
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