Comment Mesurer L'Univers ? 🔭🌕☀️✨🌌

Summary

This 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

• 📏 The script discusses various methods used in astrophysics to measure astronomical distances, such as light-years for stars and larger scales for galaxies.
• 🌌 It explains the concept of the cosmic distance ladder, a series of methods that rely on one another to measure distances in the universe.
• 🌕 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.
• 🔭 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.
• 🌟 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.
• 🛰️ 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.
• 💡 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.
• 🌌 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.
• 💥 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.
• 🌌 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.
• 🔍 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

00:00

📏 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.

05:03

🌕 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.

10:05

🔭 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.

15:09

🌌 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.

20:11

🌟 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.

💥 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.

🌌 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.

Keywords

💡Light-year

A light-year is a unit of distance used in astronomy, defined as the distance that light travels in one year in a vacuum. It is crucial for understanding the vast scales of the universe discussed in the video, as it helps to quantify the immense distances to stars and galaxies. For example, the video mentions distances to galaxies in millions or even billions of light-years.

💡Cosmic distance ladder

The cosmic distance ladder is a series of methods used by astronomers to measure the distances to celestial objects. It is central to the video's theme as it outlines the progression from measuring distances within our solar system to those across the universe. The script explains how each method builds upon the last, akin to climbing a ladder.

💡Lunar laser ranging

Lunar laser ranging is a technique used to measure the distance from the Earth to the Moon. It involves sending a laser beam to lunar retroreflectors left by Apollo missions and measuring the round-trip time for the light. This method is highlighted in the script as a very precise way to measure distances and is an example of direct distance measurement in astronomy.

💡Parallax

Parallax is a geometrical method used to determine the distance of nearby stars. It is based on the apparent shift of an object's position when viewed from different angles. In the context of the video, parallax is used to explain how astronomers like Hipparchus estimated the distance to the Moon and is fundamental to the cosmic distance ladder.

💡Kepler's Third Law

Kepler's Third Law relates the orbital period of a planet to its distance from the star it orbits. It states that the square of the orbital period is proportional to the cube of the semi-major axis of its orbit. The video uses this law, specifically in the context of the transit of Venus, to explain how astronomers determined the distance to the Sun and, by extension, the scale of the solar system.

💡Transit of Venus

The transit of Venus is a rare astronomical event where Venus passes directly between the Earth and the Sun, appearing as a small black dot on the Sun's disk. The video mentions this event as a historical method used to measure the Earth-Sun distance, which was crucial for establishing the first rung of the cosmic distance ladder.

💡Parallax angle

Parallax angle is the angular difference in the apparent position of a celestial object when viewed from two different points. It is used to measure distances to stars beyond the solar system. The script explains how this angle, when measured from Earth's varying position in its orbit around the Sun, allows astronomers to calculate distances to nearby stars using trigonometry.

💡Parsec

A parsec is a unit of distance used in astronomy, defined as the distance at which one astronomical unit (AU) subtends an angle of one second of arc at the observer. The video introduces the parsec as a convenient unit derived from parallax measurements, with one parsec equal to approximately 3.26 light-years. It is used to express distances to stars within our galaxy.

💡Standard candle

A standard candle in astronomy refers to an object with a known intrinsic luminosity, which allows astronomers to measure distances by comparing the object's apparent brightness to its known luminosity. The video discusses how standard candles like Cepheid variable stars and Type Ia supernovae are used to measure distances across cosmic scales, beyond what can be achieved with parallax.

💡Cepheid variable stars

Cepheid variable stars are a type of pulsating star that have a well-defined relationship between their pulsation period and their intrinsic luminosity, known as the period-luminosity relation. The video explains how Henrietta Leavitt's work on Cepheids in the Magellanic Clouds allowed astronomers to use these stars as standard candles to measure distances to nearby galaxies.

💡Type Ia supernovae

Type Ia supernovae are a specific type of stellar explosion that occurs in a binary star system, where a white dwarf accretes matter from a companion star until it reaches a critical mass and explodes. The video describes these supernovae as excellent standard candles due to their consistent peak luminosity, which allows for distance measurements in galaxies far beyond those reachable by Cepheid variables.

💡Hubble's Law

Hubble's Law states that the recessional velocity of a galaxy is proportional to its distance from us, which is a result of the universe's expansion. The video discusses how Edwin Hubble used this law, along with the distances measured to galaxies via Cepheid variables and supernovae, to establish the relationship between a galaxy's distance and its redshift, leading to our understanding of the expanding universe.

💡Hubble constant

The Hubble constant is the proportionality factor in Hubble's Law, which describes the rate of expansion of the universe. The video highlights the historical underestimation of this constant by Hubble and the refinement of its value through more recent measurements using supernovae and other distance indicators. The Hubble constant is essential for estimating distances to the farthest observable galaxies.

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

à laquelle se trouvent les étoiles : à tant de milliers d’années-lumière.

Pour les galaxies c’est encore pire, ça chiffre en millions

voire en milliards d’années-lumière.

Mais comment on connait ces distances ?

On n’a pas fait l’aller-retour sur place pour mesurer.

Et a priori on n’a pas fait ça non plus avec un double décimètre.

Eh bien pour mesurer la distance des objets astrophysiques,

on se base sur toute une série de méthodes

qui forment ce qu’on appelle l’échelle des distances cosmiques.

On utilise l’image d’une échelle à laquelle on grimperait,

car ces méthodes dépendent les unes des autres.

Chaque méthode doit être mise au point et calibrée en utilisant la précédente.

Comme quand on s’appuie successivement

sur les différents barreaux d’une échelle pour l’escalader.

Et c’est ça qu’on va voir aujourd’hui :

on va grimper ensemble à l’échelle des distances cosmiques.

[jingle]

Pour attaquer notre voyage, on va commencer avec l’objet 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 aujourd’hui on utilise ce qu’on appelle la "télémétrie laser".

On tire un laser depuis la Terre, et on mesure le temps

que met la lumière pour faire l’aller-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 lumière qui arrive sur place.

On connait la vitesse de la lumière, on sait très bien mesurer le temps

avec des horloges très précises.

On peut donc en déduire la distance de la Terre à la Lune

avec une précision assez diabolique, de l’ordre d’un centimètre.

Évidemment ça c’est pour une mesure ponctuelle,

car la distance change en permanence.

Déjà, on sait que la Lune s’éloigne de quelques centimètres par an.

Mais surtout comme son orbite n’est pas un cercle parfait,

c’est une ellipse très légèrement aplatie,

eh bien la distance avec la Terre change tout le temps le long de la trajectoire.

Mais aujourd’hui, on connait les paramètres de l’ellipse

et donc l’orbite de la Lune avec une précision excellente.

Et en moyenne sa distance à la Terre est d’environ 385 000 km.

La télémétrie laser, c’est une méthode de mesure très directe,

qui est donc celle qu’on utilise aujourd’hui.

Mais on n’a pas toujours fait comme ça !

Dès le IIe siècle avant J.C., l’astronome grec

Hipparque avait obtenu d’excellents résultats

avec une technique différente : la méthode de la parallaxe.

Elle repose sur un principe géométrique dont vous pouvez tous faire l’expérience.

Tenez un objet devant vous, disons un crayon,

avec derrière un arrière-plan suffisamment lointain.

Fermez un œil pour que ça marche mieux,

et regardez votre crayon en déplaçant légèrement votre tête.

Si vous gardez le crayon au centre de votre champ de vision,

vous aurez l’impression que c’est l’arrière-plan qui bouge derrière.

Plus l’objet est proche de votre œil, plus l’effet est important.

Et inversement, avec des objets lointains, pour un même mouvement de votre tête,

le déplacement apparent de l’arrière-plan sera moins prononcé.

C’est l’effet de parallaxe.

Et ça marche donc aussi avec la Lune dans le ciel.

L’effet est très faible, et pour s’en rendre compte

j’ai codé un petit truc en utilisant Unity, qui est un moteur de jeu vidéo.

Ici on commence en vue "3e personne", la caméra est fixe,

on voit la Lune au fond, et j’ai mis derrière 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, à la première 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 déplace mon personnage et qu’il fixe la Lune,

vous voyez qu’on a l’impression que c’est l’arrière-plan qui bouge.

Je peux aussi éloigner ou rapprocher la Lune, et vous voyez que si je la mets plus loin,

pour un même déplacement de mon personnage, l’effet de parallaxe sera plus faible.

Là j’ai énormément exagéré, mais l’effet existe bien en pratique.

Quand on voit la Lune, il y a des étoiles en arrière-plan qui sont très éloignées

et si on observe depuis différent endroits sur Terre,

la position apparente de la Lune par rapport aux étoiles ne sera pas la même.

Pour s’en rendre compte, il faut juste prendre des positions

éloignées de plusieurs centaines de kilomètres.

Pour vous donner une idée, j’ai utilisé un logiciel de planétarium.

Je me suis mis à la pleine lune de ce mois-ci,

et j’ai entré les coordonnées de Lille et de Perpignan,

disons 1000km à vol d’oiseau.

Et voilà au-même instant ce qu’on verrait.

Vous voyez que la position apparente des étoiles de l’arrière plan

est très légèrement différente sur les deux images.

C’est à cause de l’effet de parallaxe.

Cette différence de position, on va la mesurer comme un angle.

C’est la différence angulaire, dans le ciel,

entre les positions des étoiles de l’arrière-plan.

Avec mon exemple de Lille et Perpignan c’est vraiment minime,

la différence est environ 1/6e de degré.

Mais une fois qu’on a cette valeur, c’est simplement un peu de trigonométrie.

Nos deux positions et la lune forment un triangle isocèle,

on connait l’angle et la distance de la base,

on peut en déduire la distance de la Terre à la Lune.

C’est juste de la géométrie, aucune hypothèse physique.

Petite précision de langage sur la mesure des angles.

Des angles qui sont des fractions de degrés c’est pas évident,

alors pour parler de très petits angles, on va diviser le degré

en 60 parties qu’on appelle des "minutes d’arc",

1/6e de degré, c’est donc un angle de 10 minutes d’arc.

Et si besoin on divisera encore la minute en secondes,

donc ici, 600 secondes d’arc.

Cette méthode de la parallaxe, c’est donc supposément ce qu’aurait utilisé Hipparque

pour faire une estimation de la distance de la Lune.

On n’a pas tout les détails, mais il se peut qu’en guise d’arrière-plan,

il ait carrément utilisé le Soleil, à l’occasion d’une éclipse.

Et il aurait trouvé environ 400 000 km,

ce qui est quand même incroyablement bon pour l’époque,

puisque la vraie valeur c'est 385 000.

Bien tout ça, c’était juste pour la Lune,

passons à l’objet suivant, le Soleil justement.

Avec lui la méthode de la parallaxe ça va être compliqué

parce que déjà il est beaucoup plus loin que la Lune,

et surtout il brille, donc on ne peut pas voir les étoiles en arrière-plan.

Heureusement, l’astronome anglais Edmond Halley avait au XVIIIe siècle imaginé

un moyen de contourner le problème.

En astronomie, il y a une loi fondamentale, extrêmement importante,

qu’on appelle la troisième loi de Kepler.

Cette loi nous dit que si vous prenez différentes planètes

en orbite autour d’une étoile, on va prendre des orbites circulaires pour faire simple,

il existe une relation entre la distance à l’étoile

et la période de l’orbite, c’est à dire la durée d’une révolution.

Plus précisément cette relation nous dit

que la distance au cube est proportionnelle à la période au carré.

La constante de proportionnalité ne dépend que de la masse de l’étoile.

Prenons par exemple la Terre et Vénus, dans le système solaire.

On sait que Vénus a une orbite de 220 jours, la Terre 365 jours,

on a donc une relation entre la distance au soleil de Vénus et celle de la Terre.

Donc si on connait la distance du Soleil à Vénus,

on pourrait déduire celle du Soleil à la Terre.

Bon c’est bien mais la distance du Soleil à Vénus on ne la connait pas plus,

donc on n’est pas beaucoup plus avancé.

Mais Halley avait pensé à un moyen de résoudre la difficulté.

Imaginez qu’on se place à un moment où la Terre, Vénus et le Soleil sont alignés.

La distance du Soleil à Vénus, c’est la distance Terre-Soleil moins la distance Terre-Vénus.

Si on sait mesurer la distance Terre-Vénus, et qu’on appelle x la distance Terre-Soleil,

la loi de Kepler devient une simple équation à une inconnue qu’on peut résoudre.

Il faut juste trouver la distance Terre-Vénus.

Évidemment c’est une distance qui change tout le temps,

mais on a supposé une situation où Vénus est pile entre nous et le Soleil,

on doit donc trouver cette distance lors d’une éclipse de Soleil par Vénus.

Alors évidemment quand Vénus passe devant le Soleil,

ça fait pas comme une éclipse, la taille apparente de Vénus est trop faible.

Ça fait juste une petite tache noire,

et on appelle pas ça une éclipse, on appelle ça un "transit" de Vénus.

Ça dure quelques heures et c’est super parce que le Soleil nous fournit l’arrière plan.

On va pouvoir utiliser la méthode de la parallaxe.

Eh bien allons-y, prochain transit de Vénus…

Oh non, décembre 2117 !

Alors oui c’est un événement très rare.

Mais Edmond Halley qui avait imaginé cette méthode,

savait qu’il aurait lieu en 1761 puis à nouveau en 1769.

Et cet événement a donné lieu à ce qui peut être considéré

comme la première collaboration scientifique internationale de l’Histoire.

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

étaient en plein affrontement militaire, entre 1756 et 1763, c’était la guerre de 7 Ans.

Mais la science a été plus forte que les conflits.

A l’aide de toutes ces mesures, l’astronome français Jérôme de La Lande

réalisa une estimation de la distance Terre-Soleil à 153 millions de km.

Soit une erreur de 2% par rapport à l’estimation actuelle, vraiment pas mal !

Alors aujourd’hui on n’utilise plus cette méthode,

même si le dernier transit de Vénus a eu lieu en 2012

et a donné de très 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 l’écho des ondes qui se réfléchissent sur la planète,

et ça nous permet d’estimer sa distance à la Terre,

et donc la distance Terre-Soleil.

La valeur actuellement retenue est d’environ 149,6 millions de kilomètres.

Une fois qu’on a ça, et grâce à la loi de Kepler,

on peut en déduire les distances de toutes les autres planètes

qui tournent autour du Soleil.

C’est bien mais pour l’instant on reste dans le système solaire.

Maintenant essayons de voir plus loin,

on va estimer la distance qui nous sépare des étoiles de la Voie lactée.

Pour les étoiles, on pourrait se dire qu’on va à nouveau

utiliser la méthode de la parallaxe, comme Hipparque avec la Lune.

Sauf qu’elles sont beaucoup plus loin que les planètes.

Donc on va se retrouver avec des angles ridiculement petits à mesurer.

Sauf… sauf si on utilise l’orbite de la Terre autour du Soleil !

On a vu que ce que l’on mesure c’est un angle,

et qu’il dépend de la base qu’on choisit pour faire notre mesure,

c’est à dire de la distance entre les deux points d’observations.

On a parlé de quelques centaines de kilomètres,

ou quelques milliers si on se déplace beaucoup sur Terre.

Mais maintenant qu’on connait la distance Terre-Soleil, on peut utiliser ça !

Si on observe une même étoile à 6 mois d’intervalles,

la position de la Terre aura changé

de deux fois la distance Terre-Soleil, donc 300 millions de kilomètres.

Les angles de parallaxe seront donc beaucoup plus facile à mesurer.

En pratique ça va quand même pas être simple.

Prenons l’étoile la plus proche de nous, Proxima du centaure.

Avec une base de 300 millions de kilomètres, sa parallaxe est de 0.7 secondes d’arc.

Je vous rappelle un degré se divise en 60 minutes et 3600 secondes,

donc là on parle même pas d’un millième de degré.

Avec cette parallaxe de 0,7 secondes,

la distance correspondante c’est environ 4,2 années-lumière.

Retenez que la parallaxe, ça marche à l’envers,

plus la parallaxe est faible, plus l’objet est loin.

Et inversement, une parallaxe plus élevée, c’est un objet plus proche.

Si sa parallaxe était de 1 seconde, l’étoile ne serait qu’à environ 3,26 années-lumière.

D’ailleurs cette distance qui correspond à une seconde de parallaxe,

les astronomes utilisent très souvent ça comme unité longueur

3,26 années-lumières on appelle ça un "parsec".

Et on va parler de kiloparsecs, de mégaparsecs,

parsec c'est pour PARalaxe-SEConde

Pour faire simple dans cette vidéo, je vais essayer de m’en tenir aux années-lumière,

mais si jamais je parle de parsecs,

pour avoir des années-lumière vous multipliez en gros par 3.

Pour mesurer des parallaxes en utilisant l’orbite de la Terre comme base,

on peut le faire depuis le sol, avec des télescopes,

mais l’idéal, c’est quand même d’aller dans l’espace.

En 1989, l’agence spatiale européenne a lancé un satellite nommé Hipparcos,

en hommage à Hipparque évidemment,

et permettant de mesurer des parallaxes avec une précision de 1 milliseconde d’arc.

Toute les données recueillies forment le catalogue Hipparcos,

qui contient plus de 100 000 étoiles.

Pour prendre la suite d’Hipparcos, c’est le satellite Gaïa

qui a été lancé en 2013, et dont les résultats

sont publiés progressivement depuis quelques années.

Le catalogue contient à l’heure actuelle un milliard d’étoiles,

et des mesures de parallaxe avec une précision allant jusqu'à 10 microsecondes d’arc.

Tout ça est consultable en ligne.

La méthode de la parallaxe est donc très puissante,

et elle fonctionne car on connait l’orbite de la Terre,

la distance Terre-Soleil, qu’on a obtenue par télémétrie.

C’est le premier exemple de changement de barreau de l’échelle.

La méthode de télémétrie, premier barreau,

qui fonctionne jusqu’à disons 1 milliards de kilomètres

permet de caler la méthode de parallaxe,

le deuxième barreau, qui lui marche jusqu’à quelques dizaines de milliers années-lumière

Grâce à cela, on peut donc estimer l’éloignement

de près d’un milliard d’étoiles de la Voie Lactée.

Malgré tout, ça ne représente

qu’une petite portion de notre galaxie, notre voisinage disons.

Pour espérer mesurer la distance d’objets plus lointains,

comme d’autres galaxies par exemple,

il nous faut une nouvelle méthode.

Pour les objets hors de notre galaxie, on n’a 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 qu’on appelle en astronomie une « chandelle standard ».

Pour comprendre ça, on doit parler

des notions de luminosité intrinsèque, et luminosité apparente.

Imaginez une source lumineuse familière, disons les phares d’une voiture.

Intuitivement vous savez combien ça éclaire, vous connaissez leur luminosité intrinsèque.

Maintenant si vous voyez les phares d’une voiture au loin, la nuit,

leur luminosité apparente sera d’autant plus faible que la voiture se trouve loin.

Comme vous connaissez la vraie luminosité intrinsèque des phares,

leur luminosité apparente vous donne une idée

de la distance à laquelle se trouve la voiture.

Mais ça ne fonctionne que parce que vous connaissez

la luminosité intrinsèque des phares.

Si vous voyez une source lumineuse inconnue dans la nuit,

vous ne pouvez pas savoir a priori

s’il s’agit d’une source puissance située très loin,

ou d’une source moins lumineuse et située moins loin.

C’est exactement ce qui se passe avec les étoiles d’ailleurs.

Si une étoile apparait très brillante,

c’est peut-être qu’elle est très proche, ou bien qu’elle est très 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 intrinsèque.

Un objet astrophysique dont on connait la luminosité intrinsèque,

c’est ça qu’on appelle une « chandelle standard ».

Et en comparant sa luminosité apparente à sa luminosité intrinsèque,

on peut s’en servir pour estimer sa distance.

Le problème, c’est comment en trouver des objets de ce genre ?

Eh bien, la solution nous a été apportée par l’astrophysicienne Henrietta Leavitt.

Au début du XXème siècle, Leavitt travaille à Harvard

et étudie des étoiles qu’on appelle des Céphéides.

Il s’agit d’étoiles dont la luminosité oscille régulièrement avec le temps.

Leur nom, les Céphéides, vient de la première étoile de ce genre

qui a été découverte dans la constellation de Céphée, c’est l’étoile delta-Céphée,

vous voyez ici la variation de sa luminosité

qui oscille avec une période d’environ 5 jours.

On connait quelques centaines de Céphéides dans la Voie lactée,

ce sont des étoiles assez puissantes,

qui sont environ 10 fois plus massives que le soleil,

et dont les périodes d’oscillation vont de quelques jours à quelques dizaines de jours.

Dans son travail de recherche, Henrietta Leavitt

ne s’intéressait pas aux Céphéides de la Voie lactée,

mais à celles situées dans ce qu’on appelle le Grand Nuage de Magellan.

Le Grand Nuage de Magellan, c’est une galaxie naine,

qui est située tout près de la Voie lactée,

et qu’on considère comme une sorte de satellite de notre galaxie.

On peut l’observer dans la constellation de la Dorade.

Vous ne connaissez pas cette constellation, ?

C’est parce qu’elle est dans l’hémisphère Sud !

Et donc Henrietta Leavitt remarque que les Céphéides de cette galaxie

semblent suivre une certaine régularité.

Plus leur période d’oscillation 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 étoiles sont situées en gros à la même distance de nous,

puisqu'elles sont dans le nuage de Magellan qui est hors de la galaxie,

cette variation de luminosité apparente

semble bien être due à la luminosité intrinsèque.

Comme si la puissance de ces étoiles dépendait uniquement de leur période d’oscillation.

Ça c’est super car ça veut dire

que les Céphéides pourraient servir de chandelle standard,

si on connaissait leur luminosité intrinsèque,

en regardant leur luminosité apparente

on en déduirait par exemple la distance du Grand Nuage de Magellan.

Le souci c’est qu’il faut calibrer cette méthode,

on ne connait pas a priori la luminosité intrinsèque des Céphéides.

On sait qu’elle est liée à leur période,

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.

Grâce 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 intrinsèque

et s’en servir pour calibrer la relation période-luminosité des Céphéides.

On a donc un nouvel exemple d’ascension de l’échelle.

La méthode de la parallaxe, deuxième barreau,

permet de calibrer la méthode des Céphéides, troisième barreau.

L’avantage, c’est que si la méthode de la parallaxe

était limitée à quelques dizaines d’années-lumière,

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 d’années-lumières,

comme celle-ci, la galaxie M101.

Des dizaines de millions d’années-lumière, c’est bien,

ça permet de connaitre la distance de plusieurs centaines de galaxies,

nos plus proches voisines.

Mais on est encore très loin de la taille de l’Univers visible.

Pour pousser plus loin, on ne peut pas utiliser les Céphéides,

elles deviennent bien trop difficile à observer.

Heureusement, il existe un autre type de chandelle standard : les supernovas.

[Jingle]

Une supernova, c’est, en quelque sorte, l’explosion d’une étoile en fin de vie,

et qui s’accompagne d’une émission de lumière absolument gigantesque.

A tel point que lorsqu’elle se produit,

une supernova peut émette plus de lumière que toute la galaxie qui l’héberge.

Ces événements sont rarissimes, en gros dans une galaxie donnée

ça arrive moins d’une fois par siècle.

Et il y a plusieurs causes possibles.

Mais un cas particulier, c'est ce qu’on appelle les supernovas de type 1a.

Le scénario est toujours le même : une naine blanche en orbite autour d’une autre étoile

lui pique de la matière et grossit jusqu’à atteindre

une limite bien définie qui la fait exploser.

Des calculs théoriques permettent d’estimer que cette limite,

qu’on appelle la limite de Chandrasekhar, serait d’environ 1,4 fois la masse du Soleil.

Une fois cette limite atteinte, l’étoile implose puis explose,

sa luminosité augmente très rapidement puis décroit en quelques dizaines de jours.

Le gros intérêt, c’est que toutes les supernovas de type 1a explosent

plus ou moins de la même façon quand elles atteignent la masse limite.

On a donc une belle chandelle standard,

dont la luminosité intrinsèque est toujours la même.

Sauf que vous me voyez peut-être venir :

pour que tout ça fonctionne, on doit calibrer la méthode.

C’est-à-dire qu’on doit déterminer cette luminosité intrinsèque

en utilisant des supernovas assez proches pour qu’on en connaisse déjà la distance

grâce à une autre méthode, comme celle des Céphéides.

Heureusement c’est possible ! Par exemple la supernova de type 1a

la plus proche que l’on ait observé est celle qu’on appelle SN1972E,

et elle s’est produite à une dizaine de millions d’années-lumière 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 même genre,

suffisamment proches pour permettre de calibrer la luminosité grâce aux Céphéides.

Nouveau barreau de l’échelle franchi !

Comme les supernovas sont parmi les événements astrophysiques

les plus puissants de l’Univers,

elles vont nous permettre de mesurer la distance de galaxies

vraiment très lointaines, jusqu’à plusieurs milliards d’années-lumière.

Et grâce à cela, on va pouvoir grimper sur le dernier barreau de l’échelle :

la loi de Hubble.

J’en ai déjà parlé sur la chaine plusieurs fois,

nous savons que toutes les galaxies s’éloignent les unes des autres

sous l’effet de l’expansion de l’Univers,

et plus elles sont lointaines, plus elles s’éloignent vite de nous.

Plus précisément, leur vitesse d’éloignement V, est proportionnelle à leur distance D,

et on note Ho le coefficient de proportionnalité,

qu’on appelle la constante de Hubble, en hommage à l’astronome Edwin Hubble

qui avait découvert cette relation.

Notons deux choses à propos de cette découverte.

Premièrement à l’époque, elle avait été rendue possible

justement grâce aux travaux de Henrietta Leavitt sur les Céphéides,

qui permettaient d’estimer les distances des galaxies les plus proches.

Deuxièmement, 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 située à 1 mégaparsec semble s’éloigner à 500 km/s.

A deux mégaparsecs c’est le double, etc.

Je rappelle : un mégaparsec, c’est environ 3 millions d’années-lumière.

Ce coefficient, on sait aujourd’hui qu’il était surestimé presque d’un facteur 10.

La vraie valeur, c’est plutôt 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,

grâce aux supernovas de la méthode précédente.

Sur le graphique que vous voyez ici,

vous avez la vitesse d’éloignement d’un grand nombre de galaxies

ainsi que les distances associées.

La vitesse on la connait en mesurant le décalage de fréquence de la lumière,

par un analogue de l’effet Doppler, et la distance, on la connait grâce aux supernovas.

Donc forcément, on est beaucoup plus précis que ne l’était Hubble

qui mesurait des galaxies vraiment très proches.

L’estimation la plus récente de la constante de Hubble, c’est 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 d’estimer des distances

jusqu’aux confins de l’Univers visible.

Si on a disons une galaxie très lointaine,

puisque sa distance est liée à sa vitesse d’éloignement,

il suffit de mesurer cette vitesse.

Or grâce au phénomène de décalage vers le rouge,

en observant les longueurs d’onde émises on peut en déduire la vitesse d’éloignement,

même pour des objets très lointains.

C’est ainsi qu’on a pu mesurer la distance de la galaxie

la plus lointaine connue à ce jour, qu’on appelle GN-z11.

Et là vous allez voir c’est un peu subtil.

La lumière qu’on observe de cette galaxie a été émise il y a 13,4 milliards d’années,

soit 400 millions d’années seulement après le big-bang.

Cette lumière que l’on capte aujourd’hui

a donc voyagé 13,4 milliards d’années-lumière avant de nous arriver.

On pourrait se dire que la galaxie est à 13,4 milliards d’années-lumière.

Mais du fait de l’expansion de l’Univers, on sait que cette galaxie est aujourd’hui

bien plus loin, à une distance d’environ 32 milliards d’années-lumière.

Pour résumer, vous voyez que grâce aux différentes méthodes dont on a parlé,

et à leur recouvrement qui permet de les calibrer successivement,

il est possible de mesurer des distances jusqu’aux confins de l’Univers visible,

et ce avec finalement assez peu d’hypothèses.

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 l’ai dit, on a trouvé environ 73 km/s/Mpc.

Or une autre méthode, basée cette fois sur le rayonnement fossile donne plutôt 67.

Pour les mesures de distance, ça ne fait pas une grande différence de précision, environ 10%.

Mais au fur et à mesure que les barres d’erreur se réduisent,

les cosmologistes commencent à réaliser que ces deux mesures

pourraient bien être vraiment incompatibles.

Indiquant que l’une des deux doit être un peu fausse.

Mais laquelle ?

Cette tension sur la mesure de la constante de Hubble est aujourd’hui

un sujet chaud en cosmologie, mais je vous en parlerai dans un prochain épisode !

Merci d’avoir suivi la vidéo.

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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 très vite pour une nouvelle vidéo, à bientôt !

– Sous-titrage : Le Crayon d'oreille -