Comment Mesurer L'Univers ? 🔭🌕☀️✨🌌

Summary

La vidéo explique comment les astrophysiciens mesurent les distances cosmiques à travers une échelle de méthodes, incluant la télémétrie laser pour la Lune, la méthode de parallaxe pour les étoiles et les planètes, et l'utilisation de chandelles standards comme les Céphéides et les supernovas de type 1a. Elle souligne également l'importance de la constante de Hubble dans la mesure de l'expansion de l'Univers et aborde la tension actuelle entre les mesures de cette constante.

Takeaways

• 🌌 L'astrophysique utilise plusieurs méthodes pour mesurer les distances cosmiques, formant ce qu'on appelle l'échelle des distances cosmiques.
• 🌙 La distance de la Terre à la Lune est mesurée par télémétrie laser, en utilisant le temps de voyage de la lumière et des réflecteurs laissés par des missions lunaires.
• 🔍 La méthode de la parallaxe, utilisée depuis l'Antiquité, repose sur l'effet de parallaxe pour mesurer les distances aux astres, en observant les positions apparentes的变化.
• 🌠 L'effet de parallaxe est très faible pour les étoiles, mais peut être mesuré en utilisant la base de la distance Terre-Soleil pour obtenir des angles plus grands.
• 🚀 La troisième loi de Kepler permet de relier la distance d'une planète à son orbite autour du Soleil, ce qui a été utilisé pour estimer la distance du Soleil à la Terre.
• 🌟 Les Céphéides, des étoiles dont la luminosité oscille régulièrement, ont été utilisées par Henrietta Leavitt pour établir une relation entre leur période d'oscillation et leur luminosité intrinsèque.
• 💡 Les supernovas de type 1a, qui爆炸d'une manière standardisée, servent de « chandelle standard » pour mesurer les distances des galaxies lointaines.
• 📈 La loi de Hubble décrit l'expansion de l'Univers, où la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à sa distance, avec la constante de Hubble comme coefficient de proportionnalité.
• 🤔 Une tension existe entre les mesures de la constante de Hubble par différentes méthodes, ce qui pourrait indiquer que l'une des mesures est légèrement incorrecte.
• 🛰️ Les satellites spatiaux comme Hipparcos et Gaïa ont permis de mesurer des parallaxes avec une précision beaucoup plus grande que celle possible depuis le sol.
• 🌌 Les distances cosmiques peuvent être mesurées jusqu'aux confins de l'Univers visible grâce à la combinaison et le calibrage successif de différentes méthodes.

Q & A

Comment on mesure la distance des étoiles et des galaxies à des milliers, voire milliards d'années-lumière ?

On utilise une série de méthodes qui forment ce qu'on appelle l'échelle des distances cosmiques, se basant les unes sur les autres. Chaque méthode doit être mise au point et calibrée en utilisant la précédente, de la même manière qu'on grimperait successivement sur les différents barreaux d'une échelle.

Quelle est la méthode utilisée aujourd'hui pour mesurer la distance de la Terre à la Lune ?

On utilise la télémétrie laser, qui consiste à tirer un laser depuis la Terre et à mesurer le temps que met la lumière pour faire l'aller-retour. Grâce aux réflecteurs laissés sur la Lune lors de différentes missions lunaires, on peut renvoyer une partie de la lumière et ainsi mesurer la distance avec précision.

Comment Hipparque a-t-il estimé la distance de la Lune au IIe siècle avant J.C. ?

Hipparque a utilisé la méthode de la parallaxe, qui repose sur un principe géométrique. En observant la position apparente de la Lune par rapport aux étoiles en arrière-plan depuis différents endroits sur Terre, il a pu mesurer le déplacement apparent de l'arrière-plan (effet de parallaxe) et en déduire la distance de la Terre à la Lune en utilisant un peu de trigonométrie.

Qu'est-ce que la troisième loi de Kepler et comment elle a été utilisée pour mesurer la distance du Soleil à la Terre ?

La troisième loi de Kepler établit une relation entre la distance d'une planète à une étoile et la période de son orbite. Plus précisément, la distance au cube est proportionnelle à la période au carré. Edmond Halley a utilisé cette loi pour estimer la distance du Soleil à la Terre en observant le transit de Vénus et en utilisant la méthode de la parallaxe pour mesurer la distance Terre-Vénus.

Quelle est la méthode utilisée pour mesurer la distance entre la Terre et les étoiles de la Voie lactée ?

Pour mesurer la distance des étoiles, on utilise encore la méthode de la parallaxe, mais en utilisant l'orbite de la Terre autour du Soleil comme base pour les mesures. On observe une même étoile à 6 mois d'intervalles pour mesurer son angle de parallaxe, ce qui permet d'estimer sa distance.

Qu'est-ce qu'une « chandelle standard » en astronomie ?

Une « chandelle standard » est un objet astrophysique dont on connaît la luminosité intrinsèque. En comparant sa luminosité apparente à sa luminosité intrinsèque, on peut utiliser une chandelle standard pour estimer sa distance. Cela permet de contourner le problème de ne pas connaître la véritable luminosité des étoiles observées.

Qui est Henrietta Leavitt et comment son travail a-t-il contribué à la mesure des distances cosmiques ?

Henrietta Leavitt était une astrophysicienne qui a travaillé au début du XXème siècle à Harvard. Elle a étudié les étoiles appelées Céphéides et a découvert une relation entre leur période d'oscillation et leur luminosité apparente. Cette découverte a permis de calibrer la relation période-luminosité et d'utiliser les Céphéides comme chandelles standards pour mesurer les distances de milliers d'années-lumière dans l'Univers.

Quelle est la distance approximative de la galaxie M101 en utilisant la méthode des Céphéides ?

La galaxie M101 est située à environ 20 millions d'années-lumière de nous. Cette estimation est obtenue en utilisant la méthode des Céphéides comme chandelles standards, ce qui permet de mesurer les distances de galaxies situées à des millions d'années-lumière.

Comment les supernovas de type 1a sont-elles utilisées pour mesurer les distances cosmiques ?

Les supernovas de type 1a sont utilisées comme chandelles standards car leur luminosité intrinsèque est toujours la même. On peut donc mesurer leur luminosité apparente et, en connaissant leur luminosité intrinsèque, on peut estimer leur distance. Cette méthode permet de mesurer les distances de galaxies très lointaines, jusqu'à plusieurs milliards d'années-lumière.

Quelle est la loi de Hubble et comment est-elle utilisée pour mesurer les distances dans l'Univers ?

La loi de Hubble décrit la relation entre la vitesse d'éloignement d'une galaxie et sa distance. Plus une galaxie est lointaine, plus elle s'éloigne rapidement. Cette loi permet de mesurer les distances des galaxies en utilisant le décalage de fréquence de la lumière observée (effet Doppler) pour déterminer la vitesse d'éloignement, et en utilisant la constante de Hubble pour relier cette vitesse à la distance.

Quel est le conflit actuel en cosmologie concernant la mesure de la constante de Hubble ?

Il existe actuellement un conflit entre deux mesures de la constante de Hubble. D'un côté, la mesure basée sur les supernovas donne environ 73 km/s/Mpc, tandis que la mesure basée sur le rayonnement fossile donne environ 67 km/s/Mpc. Ces deux résultats sont incompatibles, ce qui indique que l'une des deux mesures pourrait être incorrecte. Les cosmologistes étudient ce problème, qui est devenu un sujet chaud en cosmologie.

Quelle est la galaxie la plus lointaine connue à ce jour et comment sa distance a-t-elle été déterminée ?

La galaxie la plus lointaine connue à ce jour est GN-z11. Sa distance a été déterminée en utilisant la loi de Hubble et en mesurant le décalage de fréquence de la lumière émise par la galaxie. La lumière observée a voyagé 13,4 milliards d'années avant de nous parvenir, mais en raison de l'expansion de l'Univers, la galaxie est aujourd'hui à environ 32 milliards d'années-lumière.

Outlines

00:00

🌌 Les méthodes de mesure des distances cosmiques

Le paragraphe aborde les différentes techniques utilisées en astrophysique pour mesurer les distances colossales entre les étoiles et les galaxies. Il commence par la télémétrie laser pour mesurer la distance de la Terre à la Lune, puis explique la méthode de la parallaxe géométrique utilisée historiquement par Hipparque pour estimer la distance de la Lune. Le texte souligne également l'importance de la calibration et de l'escalade des méthodes de mesure pour établir l'échelle des distances cosmiques.

05:03

📏 La parallaxe et la mesure de la distance au Soleil

Ce paragraphe explique comment la méthode de la parallaxe est utilisée pour mesurer les distances astronomiques. Il détaille le processus de mesure de l'effet de parallaxe avec un exemple simple de crayon et d'arrière-plan, et montre comment cette méthode peut être appliquée à la Lune et aux étoiles. Le texte mentionne également l'utilisation de la troisième loi de Kepler pour estimer la distance au Soleil en observant le transit de Vénus et en mesurant la distance Terre-Vénus à l'aide de la parallaxe.

10:05

🚀 Utilisation de l'orbite terrestre pour mesurer les étoiles

Le paragraphe discute de l'utilisation de l'orbite de la Terre autour du Soleil pour mesurer les distances des étoiles à des échelles beaucoup plus grandes que celles possibles avec la parallaxe observée depuis la surface de la Terre. Il explique comment la distance Terre-Soleil peut servir de base pour mesurer les parallaxes des étoiles, ce qui permet d'obtenir des mesures plus précises. Le texte mentionne également les satellites Hipparcos et Gaia, qui ont permis de mesurer des milliards de parallaxes d'étoiles avec une précision de microsecondes d'arc.

15:09

🌠 Les chandelles standards et la mesure des galaxies

Ce paragraphe introduit le concept de chandelles standards, des objets dont la luminosité intrinsèque est connue, ce qui permet de mesurer leurs distances en utilisant leur luminosité apparente. Il explique comment les Céphéides, une variété d'étoiles pulsantes, ont été utilisées pour établir une relation entre leur période d'oscillation et leur luminosité intrinsèque. Cette relation a permis de mesurer des distances à des galaxies plus lointaines que jamais auparavant, grâce à la découverte de Henrietta Leavitt.

20:11

💥 La loi de Hubble et l'expansion de l'Univers

Le dernier paragraphe décrit la loi de Hubble, qui relie la vitesse d'éloignement des galaxies à leur distance de nous, et montre comment cette loi permet de mesurer des distances jusqu'aux confins de l'Univers observable. Il mentionne la découverte initiale d'Edwin Hubble et les ajustements apportés à la constante de Hubble grâce aux mesures modernes, notamment à l'aide des supernovas de type 1a. Le texte conclut en mentionnant une tension récente dans la cosmologie liée à des mesures incompatibles de la constante de Hubble, ce qui pourrait indiquer une incertitude dans nos connaissances de l'Univers.

Keywords

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Highlights

La distance des étoiles et des galaxies est mesurée en années-lumière, une unité de mesure qui reflète la vitesse de la lumière.

Les distances cosmiques sont déterminées à travers une série de méthodes qui se basent les unes sur les autres, formant ce qu'on appelle l'échelle des distances cosmiques.

La télémétrie laser est utilisée pour mesurer la distance de la Terre à la Lune avec une précision de l'ordre d'un centimètre.

La méthode de la parallaxe, utilisée déjà par l'astronome grec Hipparque, repose sur le principe géométrique de l'effet de parallaxe.

La parallaxe est observée en déplaçant la tête et en notant le mouvement apparent de l'arrière-plan par rapport à un objet proche.

La troisième loi de Kepler, découverte par l'astronome anglais Edmond Halley, relie la distance d'une planète à son orbite autour d'une étoile.

Le transit de Vénus, observé lors de l'alignement de la Terre, Vénus et le Soleil, permet de mesurer la distance Terre-Vénus et par conséquent la distance Terre-Soleil.

La collaboration scientifique internationale lors du transit de Vénus en 1761 et 1769, malgré les conflits militaires de l'époque, a permis de réaliser une estimation de la distance Terre-Soleil avec une erreur de seulement 2%.

La distance des étoiles est estimée en utilisant la parallaxe, qui mesure l'angle de déplacement apparent de l'étoile par rapport à des étoiles plus lointaines.

Le parsec, une unité de mesure équivalente à 3,26 années-lumière, est utilisé pour décrire les distances interstellaires en utilisant la parallaxe.

Le satellite Hipparcos, lancé en 1989, a permis de mesurer des parallaxes d'étoiles avec une précision de 1 milliseconde d'arc, fournissant des données pour plus de 100 000 étoiles.

Le satellite Gaïa, successeur de Hipparcos, a été lancé en 2013 et fournit des mesures de parallaxe avec une précision jusqu'à 10 microsecondes d'arc, couvrant un milliard d'étoiles.

Pour mesurer les distances d'objets plus lointains comme d'autres galaxies, on utilise la méthode des 'chandelles standard', des sources lumineuses dont on connaît la luminosité intrinsèque.

Les Céphéides, étoiles pulsantes dont la luminosité oscille régulièrement, ont été utilisées par Henrietta Leavitt pour établir une relation entre leur période d'oscillation et leur luminosité, servant ainsi de chandelles standard.

La supernova de type 1a, une explosion d'étoile en fin de vie, est une chandelle standard idéale car toutes les supernovas de ce type explosent de manière similaire lorsqu'elles atteignent une masse critique.

La constante de Hubble, qui décrit l'expansion de l'Univers, relie la vitesse d'éloignement d'une galaxie à sa distance, permettant de mesurer des distances jusqu'aux confins de l'Univers visible.

La supernova SN1972E, la plus proche de type 1a observée, a permis de calibrer la luminosité intrinsèque de ce type de supernovas, servant de point de référence pour mesurer les distances de galaxies lointaines.

La galaxie GN-z11, la plus lointaine connue à ce jour, a été observée à une distance de 32 milliards d'années-lumière, grâce à la mesure de sa vitesse d'éloignement et au décalage de fréquence de sa lumière.

Une crise en cosmologie émerge due à une discordance entre les mesures de la constante de Hubble par deux méthodes différentes, soulevant des questions sur la précision de ces mesures.

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 -