Distances La plus part des caractéristiques des objets célestes passe par la connaissance des leur distance. La mesure de la distance est FONDAMENTALE dans la connaissance de l’Univers En astrophysique en général la mesure de la distance se fait par pas successifs : Mesure 1 ---> Etalon Mesure 2 ---> Etalon Mesure 3 ---> Etalon ……. Les mesure de base sont des mesures géométriques. Unités de distance : Unité Astronomique : 149.6 106 km Année Lumière : 9.46 1012 km Parsec : 3.26 a.l. Red Shift : modèle dépendant !

Méthodes de la mécanique céleste - Parallaxe : Effet géométrique sur le “point de vue” des étoiles proches sur le fond des “fixes”. 1 parsec = distance donnant 1’’ de parallaxe sur la base de 1 UA = 3.262 a. l. première mesure Bessel 1838 -> 61 Cygni : 0.3’’ étoile plus proche : proxima du Centaure : 0.762’’ HIPARCOS ( satellite ) 1990 : 120 000 étoiles jusqu’a ~500 a.l. GAIA ( satellite ) 2010 : 109 étoiles, 20 kpc -> Galaxie

Projet GAIA

- Méthode du point de convergence : Effet de perspective due au mouvement intrinsèque des étoiles d’un amas Amas des Hyades Vr E m V D Vt m Point de convergence E’ tan m = Vt / Vr = V Vt= m [rad/y] x D[km] ] a D[pc] = Vr [km/s] x tan q / 4.74 m m : mouvement propre Point de convergence

Position de l’étoile Barnard en 1950 Position de l’étoile Barnard en 1997

vitesse tangentielle km/s vitesse résultante km/s nom distance AL parallaxe mvt propre vitesse tangentielle km/s vitesse radiale km/s vitesse résultante  km/s magnitude étoile de Barnard 6,1 0,552" 10,31" 88 -108 139 9,7 étoile de Kapteyn 12,7 0,256" 8,81" 163 +245 294 9 9352 Lacaille 12   6,9" +10 7,4 CD -37° 15 492 15,5 6,09" +24 8,3 61 Cygni 11,1 0,294" 5,21" 84 -64 105 5,6 Wolf 359 8,0 0,429" 4,70" 52 +13 54 13,5 ε Indien 11,2 0,291" 4,69" 76 -40 89 4,7 O2 Eridani A 15,9 0,205" 4,08" 94 -43 104 4,5 Proxima Centauri 4,3 0,762 3,85" 24 -16 29 0,3 Lalande 21185 7,9 4,78" -87 7,6 BD +5° 1 668 12,4 3,73" +22 10,1 8760 Lacaille 12,5 3,46" 6,6 étoile de Van Maanen 13,2 2,98" +238 12,3

Quelques chandelles standard: - Methode photometrique : On utilise la variation de la luminosite d’un corps avec la distance Lapparente Lintinseque / (distance)2 Absorption Lintinseque = > chandelle standard Quelques chandelles standard: RR_Lyrae ( ~ 1 Mpc) -> periode / luminosite Cépheides ( ~ 30 Mpc) -> periode / luminosite Novae (~ 40 Mpc) Amas globulaire (~ 50 Mpc) Nebuleuses (H-II) ( ~ 100 Mpc) Amas Galaxies Super-Novae (SNII et SNIa) (~ 3000 Mpc)

Les Céphéides (~ 20 Mpc) PCepheide Luminosité Etoiles variables très lumineuses : relation période luminosité Céphéide : étoile variable pulsante très lumineuse (100 a 30000 Soleil) en phase de fusion He Lorsque le He extérieur s’ionise la pression de radiation gonfle l’étoile Henrietta Leavitt (1868 - 1921) Découvre la relation entre la luminosité des céphéides et leur période de variation d'éclat (1912), => base d'une méthode d'évaluation des distances des amas stellaires et des galaxies.   PCepheide Luminosité ( Luminosité ) -1 d2 => Il manque un étalonnage

Différents types de variables pulsantes

Luminosité et magnitude La luminosité stellaire est définie par : Avec Fl flux a la longueur d’onde l au niveau de la surface de étoile et Rs le rayon stellaire. Il est claire que ce que l’on observe est : où D est la distance Terre- étoile et fl le flux au niveau de la Terre Pour connaître Ll et donc Ls il faut connaître la distance D (il faudra tenir compte des différentes absorptions dans atmosphères et dans le milieu interstellaire. ) Pour le Soleil, on a Lo= 3.86 1026 W et le flux au niveau de la Terre = L/4pD2 = 1360 Wx m-2 En astrophysique on utilise plutôt que la luminosité la magnitude apparente: m = - 2.5 Log10 f + Cte Magnitude apparente entre deux étoiles : m1 – m2 = 2.5 Log10 f2 / f 1 Historiquement le point “zéro” est pour Véga : m (Véga) = 0

La magnitude dépend de la longueur d’onde La magnitude dépend de la longueur d’onde. On définit une magnitude bolométrique : De même on distingue souvent la magnitude pour trois regions chromatiques : mU (ultraviolet), mB (bleue) et mV (visuel : proche du jaune) A fin de normaliser le concept de magnitude, on utilise également en astronomie, la magnitude absolue (M). Celle-ci est définie comme la magnitude apparente (m) qu'aurait le même objet à une distance de 10 parsec de l'observateur (environ 32,6 années lumière ou 3×1014 kilomètres). M = m - 5 Log10(D/10pc)

Échelle des magnitudes apparentes Objet céleste -26.8 Soleil -12.6 Pleine Lune -4.4 Luminosité maximale de Vénus -2.8 Luminosité maximale de Mars -1.5 Étoile la plus brillante: Sirius -0.7 Seconde étoile la plus brillante: Canopus +6.0 Étoile la plus faible visible à l'œil nu +12.6 Quasar le plus lumineux +30 Objets les plus faibles visibles par le télescope spatial Hubble Échelle des magnitudes apparentes