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Puisqu'on y est, un petit renseignement sur la façon dont sont mesurées les distances astronomiques. Bon, tu t'en doutes, ce n'est pas ce qu'il y a de plus simple. Allez, on résume ça mordu d'astronomie.

Il y a plusieurs façons de mesurer la distance d'un objet par rapport à la Terre. Voici les principales :

• Pour le Système solaire : Le Radar

Concernant les planètes et astéroïdes, on utilise le radar. On envoie une onde radio vers un objet et on mesure le temps qu'elle met pour revenir après avoir rebondi. Comme la vitesse de la lumière est constante, le calcul est simple :

Distance = C x T / 2 (où "C" est la vitesse de la lumière et "T" le temps du trajet aller-retour).

• Les étoiles proches : La Parallaxe stellaire

C'est la seule méthode géométrique directe. Fais une petite expérience, ami. Tends ton pouce et ferme alternativement l'œil gauche puis l'œil droit, ton pouce semble bouger par rapport au décor. Et bien, les astronomes font la même chose en observant une étoile à 6 mois d'intervalle (quand la Terre est aux deux extrémités opposées de son orbite). Plus le déplacement apparent de l'étoile est grand, plus elle est proche.

La formule de base est : d = 1/p (où "d" est la distance en parsecs et "p" l'angle de parallaxe en secondes d'arc. Au-delà de quelques milliers d'années-lumière, cet angle devient trop petit pour être mesuré, même avec des satellites ultra-précis comme Gaia.

• Distances des Céphéides

La plus ancienne et plus connue des méthodes de détermination, utilisée en premier par Edwin Hubble en 1922 pour déterminer la distance de la Galaxie de Andromede. Cette méthode se base sur les étoiles variables de type Céphéïde qui sont des étoiles géantes jaunes qui oscillent. La luminosité de ces étoiles est directement proportionnelle à leur période de pulsation (de l'ordre de quelques jours. En mesurant leurs périodes dans d'autres galaxies, on peut déterminer leur luminosité et par là leur éloignement. Cette méthode est habituellement utilisée sur les galaxies spirales ou irrégulières qui possèdent beaucoup de Céphéides. Elle est très précise mais demande des télescopes très puissants et beaucoup de temps.

• Distances des Supernovae de type Ia

Ce sont des explosions d'étoiles qui atteignent toutes quasiment la même luminosité maximale. Comme elles sont incroyablement brillantes, elles servent de balises pour mesurer des distances à des milliards d'années-lumière.

• Distances Photométriques

Ceci est un terme générique pour plusieurs méthodes similaires. La version la plus simple requiert l'examen des étoiles supergéantes les plus brillantes de la

galaxie en supposant qu'elles aient une luminosité standard.

• Fonction de Luminosité des Nébuleuses Planetaires (PNLF)

Les nébuleuses planétaires les plus brillantes ont toutes la même luminosité. En observant des nébuleuses planétaires dans d'autres galaxies, on peut déterminer leur distance en mesurant simplement la luminosité des plus brillantes. Les nébuleuses planétaires sont faciles à détecter dans d'autres galaxies parce qu'elles émettent dans des bandes de fréquences très spécifiques et peuvent donc être recherchées avec des filtres centrés sur ces bandes de fréquence.

Ironiquement, personne ne connaît une bonne méthode pour déterminer la distance des nébuleuses planétaires les moins brillantes dans notre propre galaxie.

• Fonction de Luminosité des Amas Globulaires (GCLF)

Tous les amas globulaires autour d'une galaxie ont tendance à avoir la même luminosité intrinsèque. En observant un grand nombre de ces amas autour d'une galaxie, on peut déterminer leur luminosité moyenne et ainsi leur distance. Cette méthode fonctionne bien sur des galaxies elliptiques, parce que les amas globulaires sont plus faciles à déceler sur le fond uniforme d'une galaxie elliptique.

• Fluctuations de Luminosité de Surface (SBF)

Plus une galaxie est loin, plus elle semble uniforme sur une photographie. Une galaxie deux fois plus lointaine apparaît deux fois plus uniforme. Ceci peut être utilisé pour mesurer précisément la distance d'une galaxie, à condition de retirer la contribution des amas globulaires qui gravitent autour et qui perturbent cette uniformité. Un grand nombre de mesures de distances a été fait par cette technique, toutefois celle-ci fonctionne mieux sur des galaxies elliptiques ou lenticulaires, ou bien sur des galaxies spirales avec de larges bulbes centraux.

• Vitesse de Récession de la Galaxie

La méthode de loin la plus simple pour déterminer la distance d'une galaxie est de mesurer sa vitesse de récession.

La vitesse de récession d'une galaxie est une mesure de son éloignement d'un observateur, calculée en fonction de la vitesse de la lumière dans le vide et de la constante de Hubble. Cette vitesse est déterminée par le décalage vers le rouge des raies spectrales émises par l'objet, qui est une manifestation de l'effet Doppler.

Dans un univers en expansion uniforme, plus cette vitesse est élevée, plus la galaxie se trouve loin de nous. Il est très facile de mesurer la vitesse de récession d'une galaxie avec un spectroscope, des centaines de milliers de vitesses ont été ainsi mesurées. Malheureusement, les galaxies possèdent souvent un petit mouvement aléatoire qui conduit à une incertitude sur la distance de plusieurs millions d'années-lumière. Évidemment, lorsque la galaxie se situe à un milliard d'années-lumière, personne ne remarque une incertitude de dix millions d'années-lumière, mais il en va tout autrement pour une galaxie située à dix millions d'années-lumière Pour les galaxies du superamas de la Vierge, une correction doit être systématiquement appliquée à leur vitesse de récession, l'amas attirant ces galaxies vers son centre. L'incertitude sur la valeur de la constante de Hubble ajoute encore ±15% d'incertitude à cette méthode.

Les sources radio sont globalement classées en deux catégories :

1) Sources galactiques :

Celles-ci sont concentrées le long du plan de la Voie lactée et proviennent de notre galaxie.

2) Sources extragalactiques :

Celles-ci sont réparties plus uniformément dans le ciel et ont été identifiées comme des galaxies au-delà de la nôtre, y compris des galaxies lointaines et des quasars. C'est le cas de notre chérie Alcyonée.

Des millions de sources radio sont désormais cataloguées, avec leurs positions et structures cartographiées en détail, équivalent à des photographies optiques. Les observations radio ont révélé des objets invisibles à la lumière visible et fourni des données cruciales pour l’astrophysique et la cosmologie.

Quelles sont les principaux types de sources radio et leurs mécanismes d’émission ?

Dans les sources galactiques, on trouve :

 Sources thermiques : Identifié aux nébuleuses gazeuses (régions H II) et aux nébuleuses planétaires. Ce sont des masses de gaz chaud ionisé émettant des ondes radio continues en raison de leur température. Les observations radio sont essentielles pour étudier ces objectifs, car les ondes radio pénètrent la poussière galactique qui masque la lumière visible.

 Sources non thermiques : Principalement des restes de supernova. Ce sont les couches en expansion laissées après l’explosion d’étoiles massives.

 Pulsars : Celles-ci émettent des ondes radio en impulsions régulières via un mécanisme d’émission cohérent.

 Certaines étoiles : Certaines étoiles émettent également des ondes radio faibles.

Dans les sources extragalactiques, on trouve :

 Galaxies spirales : La plupart émettent faiblement, le rayonnement synchrotron provenant de leurs disques. Certains présentent des structures en spirale radio et possèdent des noyaux actifs.

 Galaxies elliptiques : Les grandes galaxies elliptiques peuvent être de puissantes sources radio.

• Quasars : Ce sont des noyaux galactiques extrêmement actifs, souvent plus intenses que les galaxies radio elliptiques. Leur variabilité et leur immense production d’énergie suggèrent un effondrement gravitationnel vers un trou noir supermassif central.

C'est pas merveilleux tout ça ?