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1.
L’écho radio et laser :
Pour mesurer la distance de la Terre aux
satellites, y compris notre satellite
naturel, la Lune, on peut utiliser la
technique de l'écho radar, ainsi que du
faisceau laser : connaissant la vitesse
à laquelle chemine les ondes radio ou
bien la lumière du laser, il suffit pour
mesurer la distance nous séparant du
satellite, de calculer le temps mis par
l'onde pour aller jusqu'au satellite et
en revenir.
L'une des missions Apollo a d'ailleurs
laissé sur la Lune un réflecteur laser
qui mesure en permanence la distance
Terre-Lune avec une précision de
quelques centimètres. Mais cette méthode
n'est utilisable que dans la proche
banlieue de la Terre
2. La méthode des parallaxes :
Pour les étoiles les plus proches de la
Terre, les astronomes emploient la
méthode des parallaxes
Dans son grand tour annuel autour du
Soleil, la Terre nous emporte, modifiant
légèrement notre angle de vue du ciel.
En particulier, les étoiles les plus
proches de la Terre ne semblent pas au
même endroit du ciel si on les regarde à
6 mois de différence. Et si on observe
leur mouvement durant 12 mois, on
constate qu'elles accomplissent un petit
cercle dans le ciel, sur la toile de
fond formée par les champs d'étoiles
plus lointaines.
La mesure du déplacement apparent de
l'étoile, appelée parallaxe, est
mesurable. Le schéma ci-dessus vous
permet de constater que plus une étoile
est proche de nous et plus l'angle de sa
parallaxe est important. A l'inverse,
plus une étoile est éloignée et plus sa
parallaxe est faible, difficilement
mesurable
Les astronomes connaissent bien la
distance Terre-Soleil (= 1 Unité
Astronomique = 149 597 870 km) : ils
peuvent alors calculer sans problème la
distance Terre-étoile, grâce au théorème
de Pythagore ... encore lui !
Au passage, rappelons que c'est cette
méthode qui a permis de définir l'une
des unités de mesure employées en
astronomie : le Parsec. Le Parsec est la
distance depuis laquelle le rayon de
l'orbite terrestre est vu sous un angle
d'une seconde d'arc
C'est cette méthode qu'a employé de 1989
à 1993 le satellite Hipparcos pour
mesurer la distance des étoiles les plus
proches de la Terre.
Travail colossal que celui du satellite
Hipparcos : des centaines de milliers de
parallaxes ont été mesurées par ce
satellite, à raison de 115 mesures pour
chaque étoile. Débarrassé des
turbulences de l'atmosphère terrestre,
Hipparcos a pu mesurer l'angle de
parallaxe de ces étoiles avec une
précision inégalée jusqu'à présent : 118
218 étoiles à 0.001 seconde d'arc près
et 1 050 000 étoiles entre 0.007’’ et
0.03’’
On est loin du catalogue de 1005 étoiles
établi en 1602 par Tycho Brahé, avec une
précision avoisinant les 30 secondes
d'arc !
3. La parallaxe spectroscopique :
Lorsque les astrophysiciens ont commencé
à analyser le spectre de la lumière
émise par les étoiles, ils ont eu l'idée
de s'en servir pour déterminer de
manière indirecte la parallaxe de ces
dernières : la classification stellaire
permet en effet, à partir de l'analyse
spectroscopique, d'attribuer une
magnitude absolue (= l'éclat absolu de
cette étoile si elle était placée à 10
Parsecs de la Terre) à l'étoile étudiée.
Il suffit alors de mesurer le décalage
entre cette magnitude absolue et la
magnitude apparente observée au
télescope pour connaître la distance de
l'étoile, en utilisant l'équation de
Pogson m - M = 5 Log (d) - 5 où "m" est
la magnitude apparente de l'étoile vue
au télescope, "M" sa magnitude absolue,
et "d" sa distance.
L'étalonnage de cette méthode se fait à
partir des étoiles les plus proches de
la Terre pour lesquelles on a pu
calculer directement la parallaxe par la
simple observation visuelle. A partir de
cet étalonnage, de proche en proche, on
a pu estimer la distance de nombreuses
étoiles situées au-delà. Cette méthode a
cependant une limite : elle ne marche
que si l'on parvient à isoler la lumière
de l'étoile de celle de ses voisines
afin de pouvoir en identifier le
spectre.
4. L’utilisation du diagramme de
Hersprüng-Russel :
Cette méthode, également appelée méthode
de l'ajustement de la séquence
principale, est plus récente et est
employée pour calculer la distance des
amas d’étoiles.
Tout d'abord, rappelons ce qu'est le
diagramme inventé par Messieurs
Hersprüng et Russel : ces derniers se
sont rendus compte qu'en mesurant la
magnitude (= l'éclat) des étoiles et en
décomposant leur lumière au moyen d'un
prisme
L'échelle verticale de gauche permet de
classer les étoiles en fonction de leur
magnitude et celle de droite en fonction
de leur luminosité comparée à celle du
Soleil (1 correspond à la magnitude
solaire). L'échelle horizontale permet
de classer les étoiles en fonction de la
couleur de leur spectre lumineux. Cette
échelle horizontale peut aussi être
établie en fonction de la température
des étoiles. Chaque petit point du
diagramme ci-dessus correspond à une
étoile, classée selon les critères
précédents
Que constate-t'on donc ? Que la majeure
partie des étoiles suit, grosso modo,
une diagonale que les astrophysiciens
appellent la "séquence principale". En
clair, toutes les étoiles de cette
séquence principale, obéissent à une loi
toute bête : les plus lumineuses, en
haut et à gauche de la diagonale, sont
aussi les plus chaudes et les plus
bleues. Inversement, plus une étoile est
rouge et moins elle est lumineuse
Une exception : les étoiles géantes et
super-géantes rouges, qui forment un
petit groupe d'étoile à part, très
rouges mais très lumineuses, à droite de
la séquence principale.
La séquence principale correspond à
l'immense majorité des étoiles de notre
galaxie : ce sont des étoiles arrivées à
maturité, comme notre Soleil. Le groupe
des géantes rouges correspond aux
étoiles arrivées à la dernière phase de
leur vie, avant qu'elles n'explosent.
Ce classement des étoiles de la galaxie
selon le diagramme de Hersprüng-Russel
peut être utilisé pour évaluer la
distance de amas d'étoiles. Cette
méthode consiste à superposer sur un
diagramme Hersprüng-Russel les points
représentatifs des étoiles de l'amas
étudié ainsi que les valeurs théoriques
des étoiles de la séquence principale de
notre galaxie. Si on note un décalage
dans le sens vertical, c'est que la
magnitude apparente observée est décalée
par rapport à la magnitude réelle
théorique : plus une étoile est
lointaine et plus sa magnitude est
affaiblie par la distance. La mesure de
ce décalage entre magnitude théorique et
magnitude observée permet de déduire la
distance de l'amas d'étoiles.
Si vous n'avez rien compris, ce n'est
pas grave, on vous aime quand même ...
lol
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