Pourquoi ne peut-on pas tout mesurer par la parallaxe ?

L’angle de déplacement diminue avec la distance. Au-delà de quelques milliers d’années-lumière, il passe sous la résolution même des télescopes spatiaux. La méthode est juste géométriquement, mais elle bute sur la taille de l’orbite terrestre et sur la précision de l’instrument.

Qu’est-ce qui rend une chandelle standard « standard » ?

Une luminosité propre connue pour toute une classe d’objets — par exemple la relation période–luminosité des céphéides. En la comparant à l’éclat apparent, on obtient la distance par la loi de l’inverse du carré.

La loi de Hubble signifie-t-elle que nous sommes au centre d’une explosion ?

Non. C’est l’espace lui-même qui s’étend, ce n’est pas de la matière qui s’échappe d’un point. Analogie : des points sur un ballon que l’on gonfle — tous s’éloignent les uns des autres, il n’y a pas de centre. Tout observateur voit la même image.

D’où vient la principale incertitude de l’échelle ?

De la calibration : une erreur sur l’échelon proche (parallaxe des céphéides les plus proches) gâte l’échelle des céphéides lointaines et des supernovæ Ia. D’où l’importance, pour la cosmologie, de préciser les premiers échelons.

Échelle des distances cosmiques

Échelle logarithmique : parallaxe, chandelles standard et flot de Hubble comme échelons.

À propos du modèle

L’échelle des distances cosmiques est une chaîne de méthodes, chacune s’appuyant sur la précédente et étendant l’échelle. Le bout proche est la parallaxe géométrique : d (pc) = 1/π, où π est l’angle en secondes d’arc ; au-delà de quelques milliers d’années-lumière, l’angle devient trop petit. L’échelon suivant — les chandelles standard (céphéides, supernovæ de type Ia) de luminosité connue : d’après la loi de l’inverse du carré, l’éclat apparent se lie à la distance par L / (4πd²). Aux échelles cosmologiques, la loi de Hubble v = H₀ d : la vitesse d’éloignement d’après le décalage vers le rouge est proportionnelle à la distance. Les galaxies sont des points, le flot de Hubble est schématique ; le passage d’un échelon à l’autre est discret. Une erreur de calibration sur un échelon bas se propage vers le haut de l’échelle.

Public : Terminale et début de licence : échelles de l’Univers, parallaxe, chandelles standard, loi de Hubble.

Notions clés

parallaxe stellaire
chandelle standard
loi de l’inverse du carré
loi de Hubble
constante de Hubble
parsec
céphéides
supernovæ de type Ia

Comment ça marche

Les distances en astronomie couvrent des dizaines d’ordres de grandeur. Le radar et la parallaxe fixent le bout proche de l’échelle ; les étoiles variables et les supernovæ l’étendent jusqu’aux galaxies ; le décalage vers le rouge cartographie l’Univers en expansion aux plus grandes échelles.

Questions fréquentes

Pourquoi ne peut-on pas tout mesurer par la parallaxe ?: L’angle de déplacement diminue avec la distance. Au-delà de quelques milliers d’années-lumière, il passe sous la résolution même des télescopes spatiaux. La méthode est juste géométriquement, mais elle bute sur la taille de l’orbite terrestre et sur la précision de l’instrument.
Qu’est-ce qui rend une chandelle standard « standard » ?: Une luminosité propre connue pour toute une classe d’objets — par exemple la relation période–luminosité des céphéides. En la comparant à l’éclat apparent, on obtient la distance par la loi de l’inverse du carré.
La loi de Hubble signifie-t-elle que nous sommes au centre d’une explosion ?: Non. C’est l’espace lui-même qui s’étend, ce n’est pas de la matière qui s’échappe d’un point. Analogie : des points sur un ballon que l’on gonfle — tous s’éloignent les uns des autres, il n’y a pas de centre. Tout observateur voit la même image.
D’où vient la principale incertitude de l’échelle ?: De la calibration : une erreur sur l’échelon proche (parallaxe des céphéides les plus proches) gâte l’échelle des céphéides lointaines et des supernovæ Ia. D’où l’importance, pour la cosmologie, de préciser les premiers échelons.

Poursuivez avec des thèmes proches de cette catégorie — ou les 51 de «Astronomie et le ciel».

Toute la catégorie →

NouveauUniversité

Diagramme de Hubble (supernovæ Ia)

Lancer la simulation

Magnitude apparente de supernovæ de type Ia standardisées en fonction du décalage vers le rouge z. Module de distance en ΛCDM plat ; ajustement de H₀ et Ω_m.

NouveauCollège–lycée

Parallaxe stellaire

Lancer la simulation

Orbite de la Terre et déplacement apparent d’une étoile proche ; π = 1/d (pc) en secondes d’arc, exagéré.

NouveauCollège–lycée

Courbes de lumière des supernovæ

Lancer la simulation

Schéma Ia (montée et descente) contre II-P (plateau) ; les supernovæ Ia comme chandelles standard.

NouveauUniversité

Expansion cosmologique (modèle de Friedmann)

Lancer la simulation

Modèle de Friedmann plat, avec matière et constante cosmologique : facteur d’échelle a(t), décalage vers le rouge z, horizon des particules χ et longueur de Hubble c/H.

NouveauCollège–lycée

Magnitude apparente et absolue

Lancer la simulation

m = M + 5 log₁₀(d/10 pc) ; module de distance ; rapports de flux.

NouveauUniversité

Seuil de création de paires

Lancer la simulation

Canaux γ → e⁺e⁻ : Bethe–Heitler (seuil 1,022 MeV), triplet et processus de Breit–Wheeler ; courbe de section efficace σ(E_γ).

Échelle des distances cosmiques

À propos du modèle

Comment ça marche

Questions fréquentes

Simulations voisines

Diagramme de Hubble (supernovæ Ia)

Parallaxe stellaire

Courbes de lumière des supernovæ

Expansion cosmologique (modèle de Friedmann)

Magnitude apparente et absolue

Seuil de création de paires

Échelle des distances cosmiques

À propos du modèle

Comment ça marche

Questions fréquentes