Comment Mesurer L'Univers ? đđâïžâšđ
Summary
TLDRThis script delves into the fascinating methods astronomers use to measure cosmic distances. Starting with the laser telemetry for the Moon, it explains the historical parallax method, used since Hipparchus, and its modern application with the Earth-Sun distance as a baseline. The script explores the transit of Venus and radar telemetry for solar system measurements. It then describes using parallax with Earth's orbit to measure nearby stars and introduces 'standard candles' like Cepheid variables and Type 1a supernovae for more distant galaxies. Finally, it discusses the Hubble Law for the most distant galaxies and the current crisis in cosmology regarding the Hubble constant's value.
Takeaways
- đ The script discusses various methods used in astrophysics to measure astronomical distances, such as light-years for stars and larger scales for galaxies.
- đ It explains the concept of the cosmic distance ladder, a series of methods that rely on one another to measure distances in the universe.
- đ The distance to the Moon is measured using laser telemetry, with reflectors placed by lunar missions to bounce back the laser light, allowing for precise distance calculations.
- đ The ancient method of parallax, first used by Hipparchus, involves observing an object's apparent shift against a distant background from different viewpoints to calculate its distance.
- đ The script describes how the parallax method is applied to stars, using the Earth's orbit around the Sun as a baseline to measure tiny angles of parallax, which can be translated into distances.
- đ°ïž The European Space Agency's Hipparcos satellite and its successor, the Gaia satellite, have been used to measure parallaxes of stars with high precision, creating extensive star catalogues.
- đĄ The concept of 'standard candles' in astronomy is introduced, which are astronomical objects with known intrinsic luminosity, allowing for distance estimation based on their apparent brightness.
- đ Henrietta Leavitt's work with Cepheid variable stars provided a way to use these stars as standard candles, with their period of luminosity variation being directly related to their intrinsic brightness.
- đ„ Supernovae, particularly Type 1a, are used as another type of standard candle due to their consistent peak brightness, allowing for the measurement of very distant galaxies.
- đ Hubble's Law, which relates the velocity at which galaxies recede from us to their distance, is calibrated using supernovae and Cepheid variables, enabling the estimation of distances across the observable universe.
- đ The script concludes with a current debate in cosmology regarding the discrepancy between different measurements of the Hubble constant, which could have significant implications for our understanding of the universe's expansion rate.
Q & A
How are distances measured in astrophysics when direct measurement is not possible?
-In astrophysics, distances are measured using a series of methods that form what is known as the cosmic distance ladder. These methods are interdependent, with each one being calibrated using the previous one, much like climbing a ladder.
What is the method used to measure the distance to the Moon?
-The distance to the Moon is measured using laser telemetry. A laser is fired from Earth, and the time it takes for the light to travel to the Moon and back is measured. Reflectors left on the Moon by lunar missions help in reflecting the light back to Earth.
How does the parallax method work for measuring distances to celestial objects?
-The parallax method is based on the geometric principle where the apparent position of an object changes when viewed from different positions. By observing the angle of this apparent shift, astronomers can use trigonometry to calculate the distance to the object, such as the Moon or stars.
What is the significance of the third law of Kepler in determining the distance to the Sun?
-Kepler's third law states that the cube of the distance of a planet from a star is proportional to the square of its orbital period. This relationship allows astronomers to calculate the distance between the Earth and the Sun by comparing the orbital periods of Earth and other planets like Venus.
How did Edmond Halley's method contribute to measuring the distance to the Sun?
-Edmond Halley proposed using the transit of Venus across the Sun to measure the Earth-Venus distance. By observing the transit from different points on Earth, astronomers could apply the parallax method to find the distance between Earth and Venus, which, combined with Kepler's third law, helped estimate the Earth-Sun distance.
What is the concept of 'standard candles' in astronomy?
-In astronomy, 'standard candles' are objects with known intrinsic luminosity. By comparing their apparent luminosity to the known intrinsic luminosity, astronomers can estimate their distance. This concept is crucial for measuring distances to objects beyond our galaxy.
What role did Henrietta Leavitt play in measuring cosmic distances?
-Henrietta Leavitt discovered the period-luminosity relationship for Cepheid variable stars. This relationship allows astronomers to determine the intrinsic luminosity of Cepheids, making them useful as standard candles to measure distances in the universe.
How are distances measured to stars using parallax and the Earth's orbit around the Sun?
-By observing a star at six-month intervals, astronomers can measure its parallax using the Earth's orbit around the Sun as a baseline. This method allows for the calculation of distances to stars within our galaxy.
What is the significance of the Hubble constant in cosmology?
-The Hubble constant, denoted as Ho, is the coefficient of proportionality in Hubble's law, which relates the recessional velocity of galaxies to their distance. It is crucial for estimating distances to galaxies across the observable universe.
How does the method of using supernovae as standard candles work?
-Type 1a supernovae have a consistent peak luminosity due to their uniform explosion mechanism. By comparing the observed brightness of these supernovae to their known peak luminosity, astronomers can measure distances to galaxies where they occur.
What is the current crisis in cosmology regarding the Hubble constant?
-There is a discrepancy between the values of the Hubble constant measured using different methods. While one method suggests a value of around 73 km/s/Mpc, another based on cosmic microwave background radiation suggests 67. This tension indicates a potential issue with one or both of the measurements.
Outlines
đ Cosmic Distance Ladder: Measuring the Universe
This paragraph introduces the concept of measuring distances in astrophysics, focusing on the vast scales involved, such as light-years for stars and even larger units for galaxies. It explains that these distances are not measured directly but are inferred through a series of methods known as the cosmic distance ladder. This ladder is an interdependent set of techniques, each calibrated using the previous one, akin to climbing a ladder by stepping on its rungs. The paragraph also mentions the use of laser telemetry to measure the distance to the Moon with remarkable precision, as well as the historical method of parallax used by the ancient Greek astronomer Hipparque, which relies on the apparent shift of background objects when viewing a closer object from different positions.
đ Lunar Parallax and Early Astronomical Measurements
This section delves into the specifics of how the Moon's distance is measured using laser telemetry, highlighting the precision achievable with modern technology. It also revisits the method of parallax as used by Hipparque, which involves observing the apparent motion of background stars when viewing the Moon from two different points on Earth. The paragraph explains the geometric principle behind parallax and how it can be used to calculate distances in the cosmos. It further discusses the historical accuracy of Hipparque's method and how it laid the groundwork for more advanced astronomical measurements.
đ From Lunar Parallax to Solar System Distances
The paragraph discusses the transition from measuring the Moon's distance to tackling the greater challenge of measuring the distance to the Sun. It mentions the difficulty of using parallax due to the Sun's glare and the absence of visible background stars. The narrative then introduces Edmond Halley's innovative method of using the transit of Venus to infer the Earth-Sun distance. This method leverages Kepler's Third Law, which relates a planet's orbital period to its distance from the star. The paragraph also recounts the first international scientific collaboration to observe the transit of Venus in the 18th century, leading to a remarkably accurate estimation of the astronomical unit, the average distance from the Earth to the Sun.
đ Expanding the Scale: Parallax and Beyond
This section explores the extension of parallax measurements to stars within our Milky Way galaxy, using the Earth's orbit around the Sun as a reference point. It explains how the parallax angles are significantly larger when observed from opposite points in Earth's orbit, making them easier to measure. The paragraph introduces Proxima Centauri as an example and explains the concept of parsecs as a unit of distance in astronomy. It also discusses the limitations of ground-based observations and the advantages of space-based telescopes like Hipparcos and Gaia, which have greatly increased the precision and range of parallax measurements.
đ Standard Candles: Henrietta Leavitt and Cepheid Variables
The paragraph introduces the concept of 'standard candles' in astronomy, which are objects with known intrinsic luminosity that can be used to estimate distances. It recounts the work of Henrietta Leavitt, who discovered the period-luminosity relation in Cepheid variable stars. These stars' pulsing brightness over regular periods allows astronomers to use them as standard candles once their intrinsic luminosity is calibrated. The paragraph explains how Leavitt's discovery with Cepheids in the Magellanic Clouds provided a way to measure distances beyond the reach of parallax, setting the stage for deeper cosmic distance measurements.
đ„ Supernovae and the Expansion of the Universe
This section discusses the use of supernovae, particularly Type 1a, as another type of standard candle for measuring cosmic distances. It explains the process of a white dwarf accreting matter until it reaches a critical mass, leading to a supernova explosion. The paragraph highlights the consistency of these supernovae in terms of intrinsic brightness, making them ideal for distance estimation. It also touches on the calibration process required to determine their absolute luminosity using nearby supernovae whose distances are known through Cepheid variables. The paragraph concludes with the significance of supernovae in measuring the distances of very distant galaxies and the role they play in understanding the universe's expansion.
đ Hubble's Law and the Cosmic Distance Scale
The final paragraph discusses Hubble's Law, which relates the velocity at which galaxies recede from each other to their distance, a phenomenon resulting from the universe's expansion. It explains how Edwin Hubble's original measurements, made possible by Leavitt's work on Cepheid variables, led to an understanding of the universe's scale. The paragraph corrects Hubble's initial overestimation of the Hubble constant and presents the current value as approximately 73 km/s/Mpc. It concludes by explaining how measurements of redshift and supernovae allow for the estimation of distances to the farthest observable galaxies, including GN-z11, which is seen as it was just 400 million years after the Big Bang, now at a distance of about 32 billion light-years due to the universe's expansion.
Mindmap
Keywords
đĄLight-year
đĄCosmic distance ladder
đĄLunar laser ranging
đĄParallax
đĄKepler's Third Law
đĄTransit of Venus
đĄParallax angle
đĄParsec
đĄStandard candle
đĄCepheid variable stars
đĄType Ia supernovae
đĄHubble's Law
đĄHubble constant
Highlights
Astrophysicists often discuss the vast distances to stars and galaxies measured in light-years or billions of light-years.
Various methods form what is known as the cosmic distance ladder, which are interdependent for measuring astronomical distances.
Lunar distance is measured using laser telemetry, reflecting off reflectors left by moon missions, allowing for precise distance measurements.
The average distance to the Moon is about 385,000 km, with laser telemetry providing a direct and modern method of measurement.
Hipparchus used the parallax method in the 2nd century BC to estimate the distance to the Moon, which was surprisingly accurate.
The parallax effect can be demonstrated by observing the apparent shift of background objects when viewing a closer object from different angles.
Edmond Halley proposed a method to measure the distance to the Sun using the transit of Venus and the third law of Kepler.
The transit of Venus was a rare event that enabled the first international scientific collaboration to measure the Earth-Sun distance.
Telemetry and radar are used to directly measure distances within the solar system, such as the Earth-Venus distance.
The parallax method, using the Earth's orbit around the Sun as a baseline, allows for measuring distances to stars in the Milky Way.
The Hipparcos satellite, launched by the European Space Agency, enabled the measurement of parallaxes for over 100,000 stars with high precision.
The Gaia satellite, successor to Hipparcos, has provided a catalog of a billion stars with even greater precision in parallax measurements.
For objects outside our galaxy, geometric methods like parallax are insufficient; instead, 'standard candles' like Cepheid variable stars are used.
Henrietta Leavitt discovered the period-luminosity relation for Cepheid variables, allowing for their use as standard candles for distance measurements.
Calibrating the period-luminosity relation requires knowing the intrinsic luminosity of Cepheids, which can be determined using parallax measurements.
Supernovae, particularly Type 1a, serve as another form of standard candles, with their intrinsic brightness being consistent across similar events.
The Hubble Law, which relates the recessional velocity of galaxies to their distance, allows for the estimation of distances across the observable universe.
Recent measurements suggest a discrepancy between the Hubble constant values derived from different methods, indicating a potential crisis in cosmology.
Transcripts
En astrophysique, on nous parle souvent de la distance
Ă laquelle se trouvent les Ă©toiles : Ă tant de milliers dâannĂ©es-lumiĂšre.
Pour les galaxies câest encore pire, ça chiffre en millions
voire en milliards dâannĂ©es-lumiĂšre.
Mais comment on connait ces distances ?
On nâa pas fait lâaller-retour sur place pour mesurer.
Et a priori on nâa pas fait ça non plus avec un double dĂ©cimĂštre.
Eh bien pour mesurer la distance des objets astrophysiques,
on se base sur toute une série de méthodes
qui forment ce quâon appelle lâĂ©chelle des distances cosmiques.
On utilise lâimage dâune Ă©chelle Ă laquelle on grimperait,
car ces méthodes dépendent les unes des autres.
Chaque mĂ©thode doit ĂȘtre mise au point et calibrĂ©e en utilisant la prĂ©cĂ©dente.
Comme quand on sâappuie successivement
sur les diffĂ©rents barreaux dâune Ă©chelle pour lâescalader.
Et câest ça quâon va voir aujourdâhui :
on va grimper ensemble Ă lâĂ©chelle des distances cosmiques.
[jingle]
Pour attaquer notre voyage, on va commencer avec lâobjet astronomique
le plus simple et le plus proche qui se trouve dans notre ciel : la Lune.
Comment on sait à quelle distance elle se trouve ?
Eh bien aujourdâhui on utilise ce quâon appelle la "tĂ©lĂ©mĂ©trie laser".
On tire un laser depuis la Terre, et on mesure le temps
que met la lumiĂšre pour faire lâaller-retour.
Et ça fonctionne parce que plusieurs missions lunaires ont déposé
sur place des réflecteurs qui permettent de renvoyer vers nous
une partie de la lumiĂšre qui arrive sur place.
On connait la vitesse de la lumiĂšre, on sait trĂšs bien mesurer le temps
avec des horloges trÚs précises.
On peut donc en déduire la distance de la Terre à la Lune
avec une prĂ©cision assez diabolique, de lâordre dâun centimĂštre.
Ăvidemment ça câest pour une mesure ponctuelle,
car la distance change en permanence.
DĂ©jĂ , on sait que la Lune sâĂ©loigne de quelques centimĂštres par an.
Mais surtout comme son orbite nâest pas un cercle parfait,
câest une ellipse trĂšs lĂ©gĂšrement aplatie,
eh bien la distance avec la Terre change tout le temps le long de la trajectoire.
Mais aujourdâhui, on connait les paramĂštres de lâellipse
et donc lâorbite de la Lune avec une prĂ©cision excellente.
Et en moyenne sa distance Ă la Terre est dâenviron 385 000 km.
La tĂ©lĂ©mĂ©trie laser, câest une mĂ©thode de mesure trĂšs directe,
qui est donc celle quâon utilise aujourdâhui.
Mais on nâa pas toujours fait comme ça !
DĂšs le IIe siĂšcle avant J.C., lâastronome grec
Hipparque avait obtenu dâexcellents rĂ©sultats
avec une technique différente : la méthode de la parallaxe.
Elle repose sur un principe gĂ©omĂ©trique dont vous pouvez tous faire lâexpĂ©rience.
Tenez un objet devant vous, disons un crayon,
avec derriĂšre un arriĂšre-plan suffisamment lointain.
Fermez un Ćil pour que ça marche mieux,
et regardez votre crayon en dĂ©plaçant lĂ©gĂšrement votre tĂȘte.
Si vous gardez le crayon au centre de votre champ de vision,
vous aurez lâimpression que câest lâarriĂšre-plan qui bouge derriĂšre.
Plus lâobjet est proche de votre Ćil, plus lâeffet est important.
Et inversement, avec des objets lointains, pour un mĂȘme mouvement de votre tĂȘte,
le dĂ©placement apparent de lâarriĂšre-plan sera moins prononcĂ©.
Câest lâeffet de parallaxe.
Et ça marche donc aussi avec la Lune dans le ciel.
Lâeffet est trĂšs faible, et pour sâen rendre compte
jâai codĂ© un petit truc en utilisant Unity, qui est un moteur de jeu vidĂ©o.
Ici on commence en vue "3e personne", la caméra est fixe,
on voit la Lune au fond, et jâai mis derriĂšre un fond de ciel fictif.
Et ici en rose mon petit personnage que je vais déplacer de droite à gauche,
et qui garde les yeux rivés sur la Lune, simple !
Passons maintenant en vue subjective, Ă la premiĂšre personne.
Maintenant, je vois ce que voit mon personnage,
et je vous ai mis en haut à gauche la vue de la caméra précédente.
Si maintenant je dĂ©place mon personnage et quâil fixe la Lune,
vous voyez quâon a lâimpression que câest lâarriĂšre-plan qui bouge.
Je peux aussi Ă©loigner ou rapprocher la Lune, et vous voyez que si je la mets plus loin,
pour un mĂȘme dĂ©placement de mon personnage, lâeffet de parallaxe sera plus faible.
LĂ jâai Ă©normĂ©ment exagĂ©rĂ©, mais lâeffet existe bien en pratique.
Quand on voit la Lune, il y a des étoiles en arriÚre-plan qui sont trÚs éloignées
et si on observe depuis différent endroits sur Terre,
la position apparente de la Lune par rapport aux Ă©toiles ne sera pas la mĂȘme.
Pour sâen rendre compte, il faut juste prendre des positions
éloignées de plusieurs centaines de kilomÚtres.
Pour vous donner une idĂ©e, jâai utilisĂ© un logiciel de planĂ©tarium.
Je me suis mis Ă la pleine lune de ce mois-ci,
et jâai entrĂ© les coordonnĂ©es de Lille et de Perpignan,
disons 1000km Ă vol dâoiseau.
Et voilĂ au-mĂȘme instant ce quâon verrait.
Vous voyez que la position apparente des Ă©toiles de lâarriĂšre plan
est trÚs légÚrement différente sur les deux images.
Câest Ă cause de lâeffet de parallaxe.
Cette différence de position, on va la mesurer comme un angle.
Câest la diffĂ©rence angulaire, dans le ciel,
entre les positions des Ă©toiles de lâarriĂšre-plan.
Avec mon exemple de Lille et Perpignan câest vraiment minime,
la différence est environ 1/6e de degré.
Mais une fois quâon a cette valeur, câest simplement un peu de trigonomĂ©trie.
Nos deux positions et la lune forment un triangle isocĂšle,
on connait lâangle et la distance de la base,
on peut en déduire la distance de la Terre à la Lune.
Câest juste de la gĂ©omĂ©trie, aucune hypothĂšse physique.
Petite précision de langage sur la mesure des angles.
Des angles qui sont des fractions de degrĂ©s câest pas Ă©vident,
alors pour parler de trÚs petits angles, on va diviser le degré
en 60 parties quâon appelle des "minutes dâarc",
1/6e de degrĂ©, câest donc un angle de 10 minutes dâarc.
Et si besoin on divisera encore la minute en secondes,
donc ici, 600 secondes dâarc.
Cette mĂ©thode de la parallaxe, câest donc supposĂ©ment ce quâaurait utilisĂ© Hipparque
pour faire une estimation de la distance de la Lune.
On nâa pas tout les dĂ©tails, mais il se peut quâen guise dâarriĂšre-plan,
il ait carrĂ©ment utilisĂ© le Soleil, Ă lâoccasion dâune Ă©clipse.
Et il aurait trouvé environ 400 000 km,
ce qui est quand mĂȘme incroyablement bon pour lâĂ©poque,
puisque la vraie valeur c'est 385 000.
Bien tout ça, câĂ©tait juste pour la Lune,
passons Ă lâobjet suivant, le Soleil justement.
Avec lui la mĂ©thode de la parallaxe ça va ĂȘtre compliquĂ©
parce que déjà il est beaucoup plus loin que la Lune,
et surtout il brille, donc on ne peut pas voir les Ă©toiles en arriĂšre-plan.
Heureusement, lâastronome anglais Edmond Halley avait au XVIIIe siĂšcle imaginĂ©
un moyen de contourner le problĂšme.
En astronomie, il y a une loi fondamentale, extrĂȘmement importante,
quâon appelle la troisiĂšme loi de Kepler.
Cette loi nous dit que si vous prenez différentes planÚtes
en orbite autour dâune Ă©toile, on va prendre des orbites circulaires pour faire simple,
il existe une relation entre la distance Ă lâĂ©toile
et la pĂ©riode de lâorbite, câest Ă dire la durĂ©e dâune rĂ©volution.
Plus précisément cette relation nous dit
que la distance au cube est proportionnelle à la période au carré.
La constante de proportionnalitĂ© ne dĂ©pend que de la masse de lâĂ©toile.
Prenons par exemple la Terre et VĂ©nus, dans le systĂšme solaire.
On sait que VĂ©nus a une orbite de 220 jours, la Terre 365 jours,
on a donc une relation entre la distance au soleil de VĂ©nus et celle de la Terre.
Donc si on connait la distance du Soleil Ă VĂ©nus,
on pourrait déduire celle du Soleil à la Terre.
Bon câest bien mais la distance du Soleil Ă VĂ©nus on ne la connait pas plus,
donc on nâest pas beaucoup plus avancĂ©.
Mais Halley avait pensé à un moyen de résoudre la difficulté.
Imaginez quâon se place Ă un moment oĂč la Terre, VĂ©nus et le Soleil sont alignĂ©s.
La distance du Soleil Ă VĂ©nus, câest la distance Terre-Soleil moins la distance Terre-VĂ©nus.
Si on sait mesurer la distance Terre-VĂ©nus, et quâon appelle x la distance Terre-Soleil,
la loi de Kepler devient une simple Ă©quation Ă une inconnue quâon peut rĂ©soudre.
Il faut juste trouver la distance Terre-VĂ©nus.
Ăvidemment câest une distance qui change tout le temps,
mais on a supposĂ© une situation oĂč VĂ©nus est pile entre nous et le Soleil,
on doit donc trouver cette distance lors dâune Ă©clipse de Soleil par VĂ©nus.
Alors Ă©videmment quand VĂ©nus passe devant le Soleil,
ça fait pas comme une éclipse, la taille apparente de Vénus est trop faible.
Ăa fait juste une petite tache noire,
et on appelle pas ça une éclipse, on appelle ça un "transit" de Vénus.
Ăa dure quelques heures et câest super parce que le Soleil nous fournit lâarriĂšre plan.
On va pouvoir utiliser la méthode de la parallaxe.
Eh bien allons-y, prochain transit de VĂ©nusâŠ
Oh non, décembre 2117 !
Alors oui câest un Ă©vĂ©nement trĂšs rare.
Mais Edmond Halley qui avait imaginé cette méthode,
savait quâil aurait lieu en 1761 puis Ă nouveau en 1769.
Et cet Ă©vĂ©nement a donnĂ© lieu Ă ce qui peut ĂȘtre considĂ©rĂ©
comme la premiĂšre collaboration scientifique internationale de lâHistoire.
A cette époque des astronomes français, suédois, britanniques, russes, américains
se sont coordonnés pour observer et mesurer le transit de Vénus
depuis 62 endroits différents comme la Sibérie, Madagascar, Pondichéry,
Terre-Neuve, le cap de Bonne Espérance, Philadelphie, Tahiti.
Tout ça, sachant que pendant ce temps-là , les puissances européennes
Ă©taient en plein affrontement militaire, entre 1756 et 1763, câĂ©tait la guerre de 7 Ans.
Mais la science a été plus forte que les conflits.
A lâaide de toutes ces mesures, lâastronome français JĂ©rĂŽme de La Lande
réalisa une estimation de la distance Terre-Soleil à 153 millions de km.
Soit une erreur de 2% par rapport Ă lâestimation actuelle, vraiment pas mal !
Alors aujourdâhui on nâutilise plus cette mĂ©thode,
mĂȘme si le dernier transit de VĂ©nus a eu lieu en 2012
et a donné de trÚs jolies observations.
Depuis les années 60 on mesure directement
la distance entre la Terre et Vénus par télémétrie.
Non pas avec un laser mais avec un radar.
On mesure le temps avant de recevoir lâĂ©cho des ondes qui se rĂ©flĂ©chissent sur la planĂšte,
et ça nous permet dâestimer sa distance Ă la Terre,
et donc la distance Terre-Soleil.
La valeur actuellement retenue est dâenviron 149,6 millions de kilomĂštres.
Une fois quâon a ça, et grĂące Ă la loi de Kepler,
on peut en déduire les distances de toutes les autres planÚtes
qui tournent autour du Soleil.
Câest bien mais pour lâinstant on reste dans le systĂšme solaire.
Maintenant essayons de voir plus loin,
on va estimer la distance qui nous sépare des étoiles de la Voie lactée.
Pour les Ă©toiles, on pourrait se dire quâon va Ă nouveau
utiliser la méthode de la parallaxe, comme Hipparque avec la Lune.
Sauf quâelles sont beaucoup plus loin que les planĂštes.
Donc on va se retrouver avec des angles ridiculement petits Ă mesurer.
Sauf⊠sauf si on utilise lâorbite de la Terre autour du Soleil !
On a vu que ce que lâon mesure câest un angle,
et quâil dĂ©pend de la base quâon choisit pour faire notre mesure,
câest Ă dire de la distance entre les deux points dâobservations.
On a parlé de quelques centaines de kilomÚtres,
ou quelques milliers si on se déplace beaucoup sur Terre.
Mais maintenant quâon connait la distance Terre-Soleil, on peut utiliser ça !
Si on observe une mĂȘme Ă©toile Ă 6 mois dâintervalles,
la position de la Terre aura changé
de deux fois la distance Terre-Soleil, donc 300 millions de kilomĂštres.
Les angles de parallaxe seront donc beaucoup plus facile Ă mesurer.
En pratique ça va quand mĂȘme pas ĂȘtre simple.
Prenons lâĂ©toile la plus proche de nous, Proxima du centaure.
Avec une base de 300 millions de kilomĂštres, sa parallaxe est de 0.7 secondes dâarc.
Je vous rappelle un degré se divise en 60 minutes et 3600 secondes,
donc lĂ on parle mĂȘme pas dâun milliĂšme de degrĂ©.
Avec cette parallaxe de 0,7 secondes,
la distance correspondante câest environ 4,2 annĂ©es-lumiĂšre.
Retenez que la parallaxe, ça marche Ă lâenvers,
plus la parallaxe est faible, plus lâobjet est loin.
Et inversement, une parallaxe plus Ă©levĂ©e, câest un objet plus proche.
Si sa parallaxe Ă©tait de 1 seconde, lâĂ©toile ne serait quâĂ environ 3,26 annĂ©es-lumiĂšre.
Dâailleurs cette distance qui correspond Ă une seconde de parallaxe,
les astronomes utilisent trÚs souvent ça comme unité longueur
3,26 années-lumiÚres on appelle ça un "parsec".
Et on va parler de kiloparsecs, de mégaparsecs,
parsec c'est pour PARalaxe-SEConde
Pour faire simple dans cette vidĂ©o, je vais essayer de mâen tenir aux annĂ©es-lumiĂšre,
mais si jamais je parle de parsecs,
pour avoir des années-lumiÚre vous multipliez en gros par 3.
Pour mesurer des parallaxes en utilisant lâorbite de la Terre comme base,
on peut le faire depuis le sol, avec des télescopes,
mais lâidĂ©al, câest quand mĂȘme dâaller dans lâespace.
En 1989, lâagence spatiale europĂ©enne a lancĂ© un satellite nommĂ© Hipparcos,
en hommage Ă Hipparque Ă©videmment,
et permettant de mesurer des parallaxes avec une prĂ©cision de 1 milliseconde dâarc.
Toute les données recueillies forment le catalogue Hipparcos,
qui contient plus de 100 000 Ă©toiles.
Pour prendre la suite dâHipparcos, câest le satellite GaĂŻa
qui a été lancé en 2013, et dont les résultats
sont publiés progressivement depuis quelques années.
Le catalogue contient Ă lâheure actuelle un milliard dâĂ©toiles,
et des mesures de parallaxe avec une prĂ©cision allant jusqu'Ă 10 microsecondes dâarc.
Tout ça est consultable en ligne.
La méthode de la parallaxe est donc trÚs puissante,
et elle fonctionne car on connait lâorbite de la Terre,
la distance Terre-Soleil, quâon a obtenue par tĂ©lĂ©mĂ©trie.
Câest le premier exemple de changement de barreau de lâĂ©chelle.
La méthode de télémétrie, premier barreau,
qui fonctionne jusquâĂ disons 1 milliards de kilomĂštres
permet de caler la méthode de parallaxe,
le deuxiĂšme barreau, qui lui marche jusquâĂ quelques dizaines de milliers annĂ©es-lumiĂšre
GrĂące Ă cela, on peut donc estimer lâĂ©loignement
de prĂšs dâun milliard dâĂ©toiles de la Voie LactĂ©e.
Malgré tout, ça ne représente
quâune petite portion de notre galaxie, notre voisinage disons.
Pour espĂ©rer mesurer la distance dâobjets plus lointains,
comme dâautres galaxies par exemple,
il nous faut une nouvelle méthode.
Pour les objets hors de notre galaxie, on nâa aucune chance
avec une méthode purement géométrique comme la parallaxe.
Il faudrait mesurer des angles ridiculement petits.
Au lieu de ça, on va se servir de
ce quâon appelle en astronomie une « chandelle standard ».
Pour comprendre ça, on doit parler
des notions de luminosité intrinsÚque, et luminosité apparente.
Imaginez une source lumineuse familiĂšre, disons les phares dâune voiture.
Intuitivement vous savez combien ça éclaire, vous connaissez leur luminosité intrinsÚque.
Maintenant si vous voyez les phares dâune voiture au loin, la nuit,
leur luminositĂ© apparente sera dâautant plus faible que la voiture se trouve loin.
Comme vous connaissez la vraie luminosité intrinsÚque des phares,
leur luminosité apparente vous donne une idée
de la distance Ă laquelle se trouve la voiture.
Mais ça ne fonctionne que parce que vous connaissez
la luminosité intrinsÚque des phares.
Si vous voyez une source lumineuse inconnue dans la nuit,
vous ne pouvez pas savoir a priori
sâil sâagit dâune source puissance situĂ©e trĂšs loin,
ou dâune source moins lumineuse et situĂ©e moins loin.
Câest exactement ce qui se passe avec les Ă©toiles dâailleurs.
Si une Ă©toile apparait trĂšs brillante,
câest peut-ĂȘtre quâelle est trĂšs proche, ou bien quâelle est trĂšs puissante.
Donc juste sa luminosité apparente, ça ne nous dit rien sur sa distance.
Sauf si, comme pour les phares de voitures, on connait sa vraie luminosité intrinsÚque.
Un objet astrophysique dont on connait la luminosité intrinsÚque,
câest ça quâon appelle une « chandelle standard ».
Et en comparant sa luminosité apparente à sa luminosité intrinsÚque,
on peut sâen servir pour estimer sa distance.
Le problĂšme, câest comment en trouver des objets de ce genre ?
Eh bien, la solution nous a Ă©tĂ© apportĂ©e par lâastrophysicienne Henrietta Leavitt.
Au début du XXÚme siÚcle, Leavitt travaille à Harvard
et Ă©tudie des Ă©toiles quâon appelle des CĂ©phĂ©ides.
Il sâagit dâĂ©toiles dont la luminositĂ© oscille rĂ©guliĂšrement avec le temps.
Leur nom, les Céphéides, vient de la premiÚre étoile de ce genre
qui a Ă©tĂ© dĂ©couverte dans la constellation de CĂ©phĂ©e, câest lâĂ©toile delta-CĂ©phĂ©e,
vous voyez ici la variation de sa luminosité
qui oscille avec une pĂ©riode dâenviron 5 jours.
On connait quelques centaines de Céphéides dans la Voie lactée,
ce sont des Ă©toiles assez puissantes,
qui sont environ 10 fois plus massives que le soleil,
et dont les pĂ©riodes dâoscillation vont de quelques jours Ă quelques dizaines de jours.
Dans son travail de recherche, Henrietta Leavitt
ne sâintĂ©ressait pas aux CĂ©phĂ©ides de la Voie lactĂ©e,
mais Ă celles situĂ©es dans ce quâon appelle le Grand Nuage de Magellan.
Le Grand Nuage de Magellan, câest une galaxie naine,
qui est située tout prÚs de la Voie lactée,
et quâon considĂšre comme une sorte de satellite de notre galaxie.
On peut lâobserver dans la constellation de la Dorade.
Vous ne connaissez pas cette constellation, ?
Câest parce quâelle est dans lâhĂ©misphĂšre Sud !
Et donc Henrietta Leavitt remarque que les Céphéides de cette galaxie
semblent suivre une certaine régularité.
Plus leur pĂ©riode dâoscillation est importante, plus elles semblent lumineuses.
Et elle trouve une formule qui permet de relier les deux quantités.
On appelle ça la relation période-luminosité.
Comme toutes ces Ă©toiles sont situĂ©es en gros Ă la mĂȘme distance de nous,
puisqu'elles sont dans le nuage de Magellan qui est hors de la galaxie,
cette variation de luminosité apparente
semble bien ĂȘtre due Ă la luminositĂ© intrinsĂšque.
Comme si la puissance de ces Ă©toiles dĂ©pendait uniquement de leur pĂ©riode dâoscillation.
Ăa câest super car ça veut dire
que les Céphéides pourraient servir de chandelle standard,
si on connaissait leur luminosité intrinsÚque,
en regardant leur luminosité apparente
on en déduirait par exemple la distance du Grand Nuage de Magellan.
Le souci câest quâil faut calibrer cette mĂ©thode,
on ne connait pas a priori la luminosité intrinsÚque des Céphéides.
On sait quâelle est liĂ©e Ă leur pĂ©riode,
mais il nous faut une valeur absolue qui serve de point de référence.
Par exemple à partir de Céphéides dont on connaisse déjà la distance
par une autre méthode, comme celle de la parallaxe.
Grùce au télescope spatial Hubble et au catalogue Gaïa dont on a parlé juste avant,
il y a maintenant plusieurs dizaines de Céphéides
dont on sait bien estimer la distance par la méthode de la parallaxe.
On peut donc calculer leur puissance intrinsĂšque
et sâen servir pour calibrer la relation pĂ©riode-luminositĂ© des CĂ©phĂ©ides.
On a donc un nouvel exemple dâascension de lâĂ©chelle.
La méthode de la parallaxe, deuxiÚme barreau,
permet de calibrer la méthode des Céphéides, troisiÚme barreau.
Lâavantage, câest que si la mĂ©thode de la parallaxe
Ă©tait limitĂ©e Ă quelques dizaines dâannĂ©es-lumiĂšre,
les Céphéides permettent de nous emmener beaucoup plus loin.
On peut en effet en détecter dans des galaxies situées à des millions,
voire des dizaines de millions dâannĂ©es-lumiĂšres,
comme celle-ci, la galaxie M101.
Des dizaines de millions dâannĂ©es-lumiĂšre, câest bien,
ça permet de connaitre la distance de plusieurs centaines de galaxies,
nos plus proches voisines.
Mais on est encore trĂšs loin de la taille de lâUnivers visible.
Pour pousser plus loin, on ne peut pas utiliser les Céphéides,
elles deviennent bien trop difficile Ă observer.
Heureusement, il existe un autre type de chandelle standard : les supernovas.
[Jingle]
Une supernova, câest, en quelque sorte, lâexplosion dâune Ă©toile en fin de vie,
et qui sâaccompagne dâune Ă©mission de lumiĂšre absolument gigantesque.
A tel point que lorsquâelle se produit,
une supernova peut Ă©mette plus de lumiĂšre que toute la galaxie qui lâhĂ©berge.
Ces événements sont rarissimes, en gros dans une galaxie donnée
ça arrive moins dâune fois par siĂšcle.
Et il y a plusieurs causes possibles.
Mais un cas particulier, c'est ce quâon appelle les supernovas de type 1a.
Le scĂ©nario est toujours le mĂȘme : une naine blanche en orbite autour dâune autre Ă©toile
lui pique de la matiĂšre et grossit jusquâĂ atteindre
une limite bien définie qui la fait exploser.
Des calculs thĂ©oriques permettent dâestimer que cette limite,
quâon appelle la limite de Chandrasekhar, serait dâenviron 1,4 fois la masse du Soleil.
Une fois cette limite atteinte, lâĂ©toile implose puis explose,
sa luminosité augmente trÚs rapidement puis décroit en quelques dizaines de jours.
Le gros intĂ©rĂȘt, câest que toutes les supernovas de type 1a explosent
plus ou moins de la mĂȘme façon quand elles atteignent la masse limite.
On a donc une belle chandelle standard,
dont la luminositĂ© intrinsĂšque est toujours la mĂȘme.
Sauf que vous me voyez peut-ĂȘtre venir :
pour que tout ça fonctionne, on doit calibrer la méthode.
Câest-Ă -dire quâon doit dĂ©terminer cette luminositĂ© intrinsĂšque
en utilisant des supernovas assez proches pour quâon en connaisse dĂ©jĂ la distance
grùce à une autre méthode, comme celle des Céphéides.
Heureusement câest possible ! Par exemple la supernova de type 1a
la plus proche que lâon ait observĂ© est celle quâon appelle SN1972E,
et elle sâest produite Ă une dizaine de millions dâannĂ©es-lumiĂšre de nous,
dans une galaxie dont on peut justement estimer la distance
par la méthode des Céphéides.
Et on connait quelques dizaines de supernovas du mĂȘme genre,
suffisamment proches pour permettre de calibrer la luminosité grùce aux Céphéides.
Nouveau barreau de lâĂ©chelle franchi !
Comme les supernovas sont parmi les événements astrophysiques
les plus puissants de lâUnivers,
elles vont nous permettre de mesurer la distance de galaxies
vraiment trĂšs lointaines, jusquâĂ plusieurs milliards dâannĂ©es-lumiĂšre.
Et grĂące Ă cela, on va pouvoir grimper sur le dernier barreau de lâĂ©chelle :
la loi de Hubble.
Jâen ai dĂ©jĂ parlĂ© sur la chaine plusieurs fois,
nous savons que toutes les galaxies sâĂ©loignent les unes des autres
sous lâeffet de lâexpansion de lâUnivers,
et plus elles sont lointaines, plus elles sâĂ©loignent vite de nous.
Plus prĂ©cisĂ©ment, leur vitesse dâĂ©loignement V, est proportionnelle Ă leur distance D,
et on note Ho le coefficient de proportionnalité,
quâon appelle la constante de Hubble, en hommage Ă lâastronome Edwin Hubble
qui avait découvert cette relation.
Notons deux choses à propos de cette découverte.
PremiĂšrement Ă lâĂ©poque, elle avait Ă©tĂ© rendue possible
justement grùce aux travaux de Henrietta Leavitt sur les Céphéides,
qui permettaient dâestimer les distances des galaxies les plus proches.
DeuxiÚmement, la valeur de la constante de proportionnalité
trouvée par Hubble était⊠assez loin du compte !
On voit ici le diagramme publié par Hubble en 1929 :
en regardant la pente de la droite, on voit que le coefficient de proportionnalité
est environ 500 km par seconde par mégaparsec.
Une galaxie situĂ©e Ă 1 mĂ©gaparsec semble sâĂ©loigner Ă 500 km/s.
A deux mĂ©gaparsecs câest le double, etc.
Je rappelle : un mĂ©gaparsec, câest environ 3 millions dâannĂ©es-lumiĂšre.
Ce coefficient, on sait aujourdâhui quâil Ă©tait surestimĂ© presque dâun facteur 10.
La vraie valeur, câest plutĂŽt autour de 70 km/s/Mpc.
Comment on le sait ?
Eh bien on a fait des mesures sur beaucoup plus de galaxies,
et surtout sur des galaxies bien plus lointaines,
grùce aux supernovas de la méthode précédente.
Sur le graphique que vous voyez ici,
vous avez la vitesse dâĂ©loignement dâun grand nombre de galaxies
ainsi que les distances associées.
La vitesse on la connait en mesurant le décalage de fréquence de la lumiÚre,
par un analogue de lâeffet Doppler, et la distance, on la connait grĂące aux supernovas.
Donc forcĂ©ment, on est beaucoup plus prĂ©cis que ne lâĂ©tait Hubble
qui mesurait des galaxies vraiment trĂšs proches.
Lâestimation la plus rĂ©cente de la constante de Hubble, câest 73 km/s/Mpc.
Et en faisant ça, on grimpe sur le dernier barreau de notre échelle.
Les mesures de supernovas nous permettent de calibrer la constante de Hubble,
et celle-ci nous permet dâestimer des distances
jusquâaux confins de lâUnivers visible.
Si on a disons une galaxie trĂšs lointaine,
puisque sa distance est liĂ©e Ă sa vitesse dâĂ©loignement,
il suffit de mesurer cette vitesse.
Or grùce au phénomÚne de décalage vers le rouge,
en observant les longueurs dâonde Ă©mises on peut en dĂ©duire la vitesse dâĂ©loignement,
mĂȘme pour des objets trĂšs lointains.
Câest ainsi quâon a pu mesurer la distance de la galaxie
la plus lointaine connue Ă ce jour, quâon appelle GN-z11.
Et lĂ vous allez voir câest un peu subtil.
La lumiĂšre quâon observe de cette galaxie a Ă©tĂ© Ă©mise il y a 13,4 milliards dâannĂ©es,
soit 400 millions dâannĂ©es seulement aprĂšs le big-bang.
Cette lumiĂšre que lâon capte aujourdâhui
a donc voyagĂ© 13,4 milliards dâannĂ©es-lumiĂšre avant de nous arriver.
On pourrait se dire que la galaxie est Ă 13,4 milliards dâannĂ©es-lumiĂšre.
Mais du fait de lâexpansion de lâUnivers, on sait que cette galaxie est aujourdâhui
bien plus loin, Ă une distance dâenviron 32 milliards dâannĂ©es-lumiĂšre.
Pour résumer, vous voyez que grùce aux différentes méthodes dont on a parlé,
et Ă leur recouvrement qui permet de les calibrer successivement,
il est possible de mesurer des distances jusquâaux confins de lâUnivers visible,
et ce avec finalement assez peu dâhypothĂšses.
Et pourtant il y a en ce moment en cosmologie une crise qui se dessine
et qui découle de la mesure de la constante de Hubble.
Je vous lâai dit, on a trouvĂ© environ 73 km/s/Mpc.
Or une autre méthode, basée cette fois sur le rayonnement fossile donne plutÎt 67.
Pour les mesures de distance, ça ne fait pas une grande différence de précision, environ 10%.
Mais au fur et Ă mesure que les barres dâerreur se rĂ©duisent,
les cosmologistes commencent à réaliser que ces deux mesures
pourraient bien ĂȘtre vraiment incompatibles.
Indiquant que lâune des deux doit ĂȘtre un peu fausse.
Mais laquelle ?
Cette tension sur la mesure de la constante de Hubble est aujourdâhui
un sujet chaud en cosmologie, mais je vous en parlerai dans un prochain épisode !
Merci dâavoir suivi la vidĂ©o.
Nâoubliez pas de partager pour mâaider Ă faire connaitre la chaine.
Abonnez vous si ça nâest pas dĂ©jĂ fait, la cloche, tout ça.
Pour les plus curieux je donne comme toujours des compléments dans le billet de blog,
le lien est en description,
et nous, on se retrouve trÚs vite pour une nouvelle vidéo, à bientÎt !
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