T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004








télécharger 68.13 Kb.
titreT. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004
date de publication06.02.2018
taille68.13 Kb.
typeDocumentos
l.21-bal.com > loi > Documentos



T.P.E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne – Mesure de distance – Année 2003-2004

Les mesures de distance en Astronomie :

distances dans le système solaire, distance des galaxies.
Problématique :
Comment mesurer la distance nous séparant d'un corps céleste ?
Plan :
I - La parallaxe, une méthode angulaire

1)La parallaxe diurne

2)La parallaxe annuelle

3) La parallaxe statistique ou séculaire
II - Les céphéides, une méthode photométrique

1) Photométrie, magnitude et loi de Pogson

2) Le diagramme Hertzsprung-Russell et la loi de Tully-Fisher
III- L'effet Doppler & la loi de Hubble, une méthode spectrométrique

1) Les observations

2) L’effet Doppler

3) La loi de Hubble

4) L’âge de l’univers

5) Une remise en question

Introduction générale :
Les mesures de distance en Astronomie mettent en jeu plusieurs méthodes : une méthode angulaire, photométrique et spectrométrique. La première utilise la parallaxe (du grec « para » qui signifie « à coté » et « allaxai » qui signifie «changement »), c’est-à-dire le déplacement par rapport à l’arrière plan. Nous pouvons ainsi calculer la distance nous séparant de corps célestes proches. Toutefois la mise en place de distances intrasèques , comme celles Terre-Lune, permettent d’augmenter le domaine de distances. Ce moyen laisse vite la place à la méthode photométrique.

Grâce à la découverte des Céphéides, ces étoiles dont la luminosité varie selon la période, la mesure stellaire a été facilitée. De plus le diagramme Hertzsprung-Russel a permis d’organiser la luminosité des étoiles selon leur température émise. A ceci s’ajoute, la loi de Tully-Fisher complétant l’approche de déduction des distances.

Enfin, la méthode spectrométrique utilise les raies d’absorptions. Or, les raies observées sont le résultat de l’effet Doppler. Aussi, Hubble en a tiré une loi . Cette dernière entraine l’étude de la vitesse d’éloignement de l’univers.

I - La parallaxe, une méthode angulaire

Introduction



L'expérience est connue : Si, le bras tendu, vous regardez votre pouce alternativement avec votre œil gauche puis votre œil droit, le pouce semble sauter d'un point à un autre, On appelle parallaxe ce déplacement par rapport à l'arrière plan.

On observe un déplacement analogue des planètes ou des étoiles rapprochées par rapport à l'arrière plan des étoiles éloignées lorsque la position de l'observateur change, soit parce que la Terre tourne sur elle-même ou parce qu'elle tourne autour du Soleil. On distingue donc plusieurs types de parallaxe
• La parallaxe diurne: c’est le déplacement apparent journalier d'objets rapprochés (Lune, planètes) en raison du mouvement de rotation de la Terre.

• La parallaxe annuelle: c’est le mouvement apparent annuel d'étoiles rapprochées en raison de la révolution de la Terre autour du Soleil.

.• La parallaxe statistique
1) La parallaxe diurne

Pour la mesure de la parallaxe diurne on choisit deux points de la Terre distants d'un rayon terrestre. L'angle de parallaxe Alpha correspond à l'angle sous lequel on aperçoit le même objet (astres, planètes ou étoiles proches), par rapport à un même point (étoile lointaine) infiniment plus éloigné, à partir de deux endroits sur Terre qui sont éloignés l'un de l'autre d'une distance qui correspond à un rayon terrestre, soit 6370 km.
Soit x la distance entre la Terre et une planète. La relation suivante donne la parallaxe en degrés:

r = 2•x•pi•alpha / 360
Comme les parallaxes en astronomie se mesurent sous des angles très petits, on cherche a obtenir le résultat en secondes d'arc:

r = 2•x•pi•alpha / (360•3600)
On résout par rapport à la distance x (recherchée) et on obtient:

x = r•180•3600 / (pi•alpha)

Calcul de la distance terre-lune, terre-soleil



Pour la Lune, on mesure une parallaxe diurne de 57'2" soit 3422", (donc depuis la Lune on voit aussi le rayon de la Terre sous un angle de 3422").
on obtient pour la distance Terre-Lune:

a = r•180•3600 / (pi•alpha)
a = 6378•180•3600 / (pi•3422) = 384'000 km.

La parallaxe diurne du Soleil est de 8,79". C'est donc aussi l'angle sous lequel on verrait le rayon terrestre depuis le Soleil. En introduisant cette valeur dans la formule (2) on obtient pour la distance Terre-Soleil:

a = 6378•180•3600 / (pi•8,79) = 150'000'000 km.

On appelle cette distance Terre-Soleil "Unité astronomique (UA). C'est une échelle plus pratique pour les mesures de distances dans le système solaire et son environnement immédiat.

La parallaxe diurne du Soleil ayant déjà une valeur angulaire très faible, la parallaxe diurne ne pourra être utilisé pour la mesure de la parallaxe des étoiles, le rayon terrestre n'offre plus une base suffisante.


2) La parallaxe annuelle

La distance d'un astre peut être donnée par la parallaxe annuelle. Il s'agit de l'angle sous lequel est vue la distance Terre-Soleil depuis cet astre. Cet angle est obtenu en mesurant la direction de l'astre à six mois d'intervalle. Durant cette période, la Terre a parcouru la moitié de son orbite annuelle. Entre la première et la deuxième observation, elle se trouve de part et d'autre du Soleil et le même astre est ainsi vue sous 2 angles différents. Cet écart angulaire est, par construction, le double de la parallaxe. La connaissance de cette parallaxe, ajoutée à celle de la mesure de la distance Terre-Soleil, donne la distance entre l'astre et la Terre.

Cette méthode s'applique aux objets du système solaire et aux étoiles proches. Dans le cas des étoiles, la parallaxe est toujours inférieure à 1" (1° divisé par 3600), donc difficile à mesurer. Au-delà de 1000 années-lumière, les parallaxes ne sont plus mesurables, il faudra donc utiliser d’autre méthodes.
Pour transformer ces angles, extrêmement petits, en distance, il était nécessaire de connaître le rayon de l'orbite terrestre, c'est-à-dire la distance moyenne séparant la Terre du Soleil. On inventa donc une nouvelle unité de distance, le parsec, (distance à laquelle la parallaxe est égale à 1"). C'est la distance à laquelle on verrait le demi-grand axe de l'orbite terrestre sous un angle de 1".
Ainsi en utilisant cette formule trigonométrique on peut obtenir la distance de différents astres ou planètes proches
- La distance D d'une étoile au Soleil, exprimée en l'unité de distance que l'on veut, est donnée par la relation suivante :

D=R/Pi

Document I-1




  • D : distance Soleil-étoile en l'unité choisie

  • r : distance Terre-Soleil en l'unité choisie (la même que pour D)

  • Pi : parallaxe annuelle exprimée en radian


Exemple de calcul :
En supposant que l'on mesure la parallaxe annuelle d'une étoile à 0.125",

Il faut convertir la parallaxe annuelle en radian.
angle en radian = ( angle en degré / 180 angle en degré = angle en seconde de degré / 3600)
Donc ( 0.125 / 3600 ) / 180

En admettant que l'on choisit l'année-lumière comme unité, il faut trouve combien vaut r en années-lumière (al).
r en al = r en km / nombre de kilomètres pour 1 al
r = 150 000 000 km
1 al = 9 500 000 000 000 km
Donc r en al = 150 000 000 / 9 500 000 000 000

Donc :
D = ( 150 000 000 / 9 500 000 000 000 ) / [ ( 0.125 / 3600 ) / 180 ] = 26.05 al
L'étoile se trouve à 26 années-lumière du Soleil.


3) La parallaxe statistique ou séculaire



Elle donne la distance moyenne d’un groupe homogène d’étoiles non liées physiquement entre elles. La vitesse moyenne de ces étoiles est donc nulle. La vitesse moyenne mesurée reflète donc le mouvement propre du Soleil. Appliquée à des étoiles proches dont on connaissait tous les éléments, la méthode a permis de déterminer le mouvement propre du Soleil. Connaissant le mouvement propre du Soleil, on peut appliquer la méthode à l’envers à un groupe d’étoiles et en déduire sa distance.

Cette méthode a été utilisée par Harlow Shapley pour étalonner la loi de période-luminosité des céphéides. elle est valable de 300 à 1000 AL.


Conclusion



Voilà les trois grandes types de parallaxe qui nous permettent de mesurer des mesures de distance. Ainsi de nos jours, grâce au satellite d'astrométrie européen Hipparcos, on connaît maintenant avec une précision de 0.001" les parallaxes d'environ 100 000 étoiles.

II - Les céphéides, une méthode photométrique


Introduction : la relation Période-Luminosité



Dans l'Antiquité et jusqu'au Moyen Age, les observateurs étaient persuadés que les corps célestes étaient immobiles. Mais en 1596, le pasteur David Fabricius observa que dans la constellation de la Baleine une étoile apparaissait et disparaissait à intervalles réguliers. Il venait de découvrir la première étoile variable. Il la nomma Mira, la merveilleuse.

On connaît aujourd'hui divers types d'étoiles variables. La luminosité de certaines d' entre elles varie d' une manière régulière. On les nomme aussi variables pulsantes ou Pulsars parce qu'elles semblent palpiter régulièrement. Leur luminosité varie avec des périodes pouvant aller de quelques heures à plusieurs mois. Elles jouent un rôle de premier plan dans la détermination des distances.

Une certaine variété d’étoiles variables ont le nom de « céphéides » ; ce nom vient de l'étoile prototype de la constellation de Céphée. Nous observons que son éclat varie périodiquement. Ces étoiles enflent et se « dégonflent » avec un période de quelques jours (voir document II-1).
Document II-1



Miss Henrietta Leavitt, en 1908 étudia les Céphéides dans la partie de la petite galaxie satellite de la nôtre que l'on nomme Grand Nuage de Magellan. Comme il est très éloigné de nous, il est nécessaire de déterminer une relation permettant de déterminer précisément les distances. Or, Miss Leavitt a observé que plus la Céphéide était lumineuse, plus sa période était grande. Ainsi, les céphéides étant situées dans le même nuage, avec une même distance, il a été possible d’étalonner les distances nous séparant de Céphéides proches.

1) Photométrie, magnitude et loi de Pogson

La photométrie consiste à étudier la lumière sous son aspect énergétique. Par exemple, la lumière que nous envoie les étoile, ou encore les rayons cosmiques. Ainsi, il est nécessaire de mettre à profit les magnitudes ; elles servent à caractériser l’éclat d’une étoile, ou d’un objet émettant de la lumière. On dit que l’échelle des magnitudes est physiologique. Elle est basée sur le premier des organes pour l’observation astronomique : l’œil. Vers 150 av. J.-C., Hipparque déduit que les étoiles les plus faibles visibles à l’œil nu étaient de magnitude 6 ou de sixième grandeur, et les plus lumineuses de magnitude 0. Comme Sirius, on trouve des magnitudes négatives, ici mv =-1,5 avec v pour visuelle. Le soleil est à –26,9. Les photométres mesurent l’éclat, remplaçant l’œil pour obtenir des mesures objectives.

Nous obtenons la relation suivant entre l’éclat et la magnitude :
mv = 2,5log(éclat) + constante
N’omettons pas que plus on s’éloigned’un objet et plus son éclat décroît. Une lampe poche ne semble pas aussi lumineuse quand elle est à 2 km de soi que lorsqu’elle se trouve près de notre œil. Nous observons que l’éclat est inversement proportionnel au carré de la distance. Ainsi, une étoile placée à 10 Al de nous a un éclat E0 , à 30 Al, il ne sera plus que de E0 /9. Nous avons donc besoin de la magnitude absolue. Elle est définie comme étant la magnitude qu’aurait un corps lumineux s’il se trouvait à 10 parsecs de nous, soit 3,3 al. Les corps lumineux deviennent comparables. Par exemple, si le Soleil a mv= -26,9, il a par contre comme magnitude absolue : Mv=+4,7.

Nous obtenons la loi de Pogson :
mv – Mv = 5*log(distance en pc) – 5
L’étalonnage dréssé permet de déterminer la valeur de Mv, pour peu qu’une étoile similaire ait été observée à proximité du Soleil.

2) Le diagramme Hertzsprung-Russell et la loi de Tully-Fisher
a) le diagramme Hertzsprung-Russell
Document II-2


Le diagramme de Hertzsprung-Russel montre la séquence principale et les zones occupées par les étoiles aux différents stades de leur évolution. Dans cet exemple, la luminosité est tracée en fonction de l’indice de couleur. On peut représenter sur l’axe horizontal la couleur, la température. Par convention, la température diminue vers la droite. Pour l’échelle verticale, soit la magnitude, soit la luminosité par rapport au Soleil sont employées.

Ce diagramme a été d’abord tracé par Henry Norris Russel en 1913. Plus tard, on s’est rendu compte que Ejnar Hertzsprung avait de son côté développé les mêmes idées à peu près à la même période.

Quand on s’intéresse à un groupe d’étoiles ou amas d’étoiles, les points représentant une étoile forment une bande diagonale qui part du sommet à gauche vers le bas à droite. C’est la séquence principale. Elle détermine le type spectral et la luminosité d’une étoile qui est sa masse.
Dans le diagramme H-R, les étoiles se répartissent selon trois lignes principales :

  • Une diagonale va du type 0, de faible magnitude, aux étoiles de type M, de magnitude élevée. C’est la série principale vue précédemment., interceptant aussi la séquence des naines. Le Soleil se trouve sur cette branche.

  • Une droite pratiquement horizontale de magnitude absolue 0, c’est la branche des géantes ; elle est située au-dessus de la série principale.

  • Une courbe comprise entre –7 et –5 en magnitude absolue, traversant tout le diagramme, c’est la branche des « supergéantes ».



b) la loi de Tully-Fisher




La relation de Tully- Fisher nous permet d’obtenir la distance nous séparant d’un corps lumineux. Or, la « vitesse de rotation asymptotique » d’une galaxie est proportionnelle à la luminosité absolue L :




Une fois la luminosité absolue calculée, nous pouvons déterminer la Magnitude Absolue de la galaxie, avec l’équation suivante :


La luminosité et la magnitude absolue sont complétées par leur valeur intrasèque, c’est-à-dire les valeurs obtenues à partir de corps célestes proches, tels que le Soleil.

Enfin, nous déduisons la distance, en parsec, obtenue avec M calculée.


III- L'effet Doppler & la loi de Hubble, une méthode spectrométrique
1) Les observations
A partir d’observations, on peut obtenir le spectre d’un corps céleste (étoile) situé à de grandes distances (en dehors du système solaire). En examinant ces spectres, on constate la présence de raies noires pour certaines fréquences. Ces raies, nommées raies d’absorption (voir annexe 2) sont caractéristiques des éléments contenus dans le corps. Cette propriété est connue depuis 1814, et est également observable à petite échelle



Raies d’absorption du sodium en laboratoire

Cet effet s’explique au niveau atomique, par l’absorption de certains photons, lorsqu’ils rencontrent un atome. Or, en observant les spectres d’étoiles lointaines (autres galaxies), Edwin Hubble (astronome américain) se rendit compte, en 1929, que ces spectres comportaient des raies d’absorption de longueur d’onde ne correspondant à aucun élément chimique. Cependant, on observe que toutes les raies sont décalées, notamment celles de l’hydrogène. Le décalage de la longueur d’onde peut être interprété également comme un changement de la fréquence et de la période. Cette variation s’explique par l’effet Doppler.
2) L’effet Doppler
Le principe est énoncé ainsi :

Quand une source d’ondes se rapproche d'un observateur il y a une compression des ondes ; la longueur d'onde est plus courte. Quand une source d’ondes s'éloigne d'un observateur il y a une décompression des ondes ; la longueur d'onde est plus longue.

L’effet Doppler peut être caractérisé par une relation entre décalage et vitesse. On suppose qu’un dispositif mobile S se déplace a une vitesse constante v. Le récepteur O est immobile. La distance OS à la date t=0 se note d0. Le dispositif S émet à intervalles réguliers des « bips », qui ont une vitesse VS dans le milieu. On a alors :

bip

date d'émission

distance OS

date où O entend le bip

0

t0 = 0

d0

t'0 = d0 / VS

1

t1 = T

d0 - v T

t'1 = T + (d0 - v T) / VS

.

..........

.............

.....................................

n

tn = n T

d0 - n v T

t'n = n T + (d0 - n v T) / VS








Principe
Si une source lumineuse s’éloigne de la Terre, T augmente, augmente aussi et le rayonnement visible est décalé vers le rouge ; si une source lumineuse se rapproche de la Terre, diminue et le rayonnement est décalé vers le bleu. On peut calculer le décalage à partir de la relation suivante :



3) La loi de Hubble
En 1929, Hubble proposa d’interpréter le décalage du spectre par une « fuite » des galaxies ; le décalage lui-même étant le résultat de l’effet Doppler. Il établit une relation très simple de proportionnalité entre la vitesse d’éloignement des galaxies et leur distance à la Terre connue sous le nom de l loi de Hubble :
Ve = H0.d
Où Ve est la vitesse d’éloignement de la galaxie, d sa distance à la Terre et H une constante de proportionnalité baptisée constante de Hubble.
On peut se demander si cette relation est justifiée. On adopte donc une élastique que l’on étire comme modèle à une dimension de l’univers. On étudie ensuite la vitesse d’éloignement de tous les points.

Prenons un point quelconque O comme point de repère et calculons la vitesse d’éloignement d’un point M situé initialement à une distance D de O.
Modèle du fil élastique.
Soient L la longueur du fil et L la valeur de son étirement total pendant l’intervalle de temps dt. Soit dx un élément du fil de longueur infinitésimale ; celui-ci s’étire de la quantité :


Soit M’ la position du point M après l’étirement. La distance OM’ vaut :



L’accroissement de la distance entre O et M s’exprime :



et la vitesse d’éloignement apparente de M par rapport à O est alors :

On retrouve une relation qui est exactement de la même forme que celle de la loi de Hubble. Notamment, deux points situés sur le fil s’éloignent d’autant plus vite qu’ils sont distants. Dans un tel modèle, aucun point ne possède de position privilégiée sur le fil et pourtant pour chacun d’eux les autres points semblent s’éloigner. Ce modèle simple, à une dimension, permet de rendre compte des principales propriétés du comportement des galaxies dans l’Univers.
Dans le cadre d’une interprétation géométrique du décalage vers le rouge du spectre des galaxies, l’effet Doppler trouve une explication originale : « l’étirement » de l’espace-temps aurait pour effet « d’étirer » les ondes lumineuses, faisant ainsi croître leur longueur d’onde ce qui induit un décalage vers les basses fréquences c'est-à-dire vers le rouge. Sur la figure suivante, on voit qu’après « étirement » de l’espace, la longueur d’onde de l’onde a augmenté.


Cette relation permet donc de calculer l’éloignement d’une galaxie. Cependant on suppose que la constante de Hubble est justement constante, ce qui n’est pas le cas. En effet, depuis que cette relation a été formulée, les astronomes cherchent à exprimer de manière plus précise possible cette constante. La première valeur de la constante de Hubble, déterminée par Hubble, était environ 500 kilomètres par seconde par mégaparsec. Un mégaparsec correspond à 3,26 millions d’année. Elle a depuis été recalculée, pour arriver à une valeur comprise entre 50 km/s/Mpc et 90km/s/Mpc, et plus probablement 65 km/s/Mpc. Cependant, il est très difficile d’obtenir une valeur précise de la galaxie à la Terre. Cette mesure est la plus difficile à obtenir. La distance s’obtient donc à partir d’autres méthodes, comme l’utilisation des céphéides ou des supernovae.
4) L’âge de l’univers
La mesure précise de H permet de déterminer l’âge de l’univers. Si nous sommes capables de mesurer à la fois la distance et la vitesse d’une galaxie, nous pouvons déterminer depuis combien de temps elle s’éloigne de nous, donc l’âge de l’univers. Il suffit en fait de diviser la distance de la galaxie par sa vitesse de récession. D’après la loi de Hubble, il se trouve que le résultat sera tout simplement égal à l’inverse de H. Ainsi par exemple, plus la constante de Hubble est grande, plus l’Univers est jeune.
Notons que le calcul précédent n’est correct que si la vitesse d’expansion est constante. En reprenant l’exemple précédent, si la voiture qui s’éloigne a constamment décéléré, sa vitesse moyenne est plus grande que celle que vous mesurez maintenant. Donc la durée réelle du trajet est plus courte que ce que la vitesse actuelle de la voiture semble indiquer. De même, si l’univers a accéléré ou décéléré lors de son expansion, les estimations doivent prendre en compte un paramètre de correction.
Finissons donc avec les résultats les plus récents. L’équipe en charge de mesurer la constante de Hubble en utilisant le télescope spatial a estimé l’âge de l’Univers à une valeur comprise entre 13 et 14 milliards d’années. Les observations du satellite WMAP estiment quant à elles la valeur 13,7 milliards d’années avec une marge d’erreur époustouflante d’un pour cent.
5) Une remise en question
Selon Christian Magnan, Astrophysicien au Collège de France et à l’Université de Montpellier II, le décalage spectral vers le rouge observé, qui laisse penser que les galaxies sont animées d’une vitesse de fuite, n’est pas dû à un effet Doppler. Ce postulat va à l’encontre de toutes les informations trouvées, mais il semble cependant intéressant de le mentionner.
Pourquoi élimine-t-il le phénomène Doppler ? Il est pourtant incontestable que les galaxies s’éloignent de nous et ce d’autant plus vite qu’elles sont lointaines : c’est la loi de Hubble. Il est également vrai que dans le cadre de l’effet Doppler la longueur d’onde de la lumière tend vers l’infini lorsque la vitesse de déplacement relative source-récepteur tend vers la vitesse c de la lumière et que par conséquent à cette limite, la limite devient indédectable. Cette analyse omet toutefois de préciser que tant que l’on reste dans le cadre classique, celui de la relativité restreinte, il est impossible à un corps d’atteindre ou de dépasser la vitesse de la lumière. Or le raisonnement incriminé, si on le poursuit, aboutit à la conclusion qu’à une certaine distance, la vitesse des galaxies atteint la vitesse de la lumière et qu’au delà elle la « dépasse ». Et cela est absurde. Autrement dit, le décalage vers le rouge et la loi de Hubble sont incompréhensibles dans le cadre de l’effet Doppler et il faut donc trouver une autre explication. Selon Magnan, le décalage des raies d’absorption serait dû à la dilatation de l’Univers. Supposons que nous détections un rayonnement donné, mettons une certaine raie de l’hydrogène. On connaît sa longueur d’onde à l’émission ; ainsi les raies de l’hydrogène ont une longueur d’onde fixée. Si on mesure à la réception une longueur d’onde trois fois plus grande que celle émise, cela voudra dire que l’univers est maintenant trois fois plus grand qu’à l’époque de l’émission (trois fois plus grand en dimension linéaire, donc 3x3x3=27, plus grand en volume). A univers x fois plus grand, les longueurs d’onde sont x fois plus grandes. Dans ce nouveau contexte d’expansion cosmique, la situation change de façon radicale. Si la Terre recule devant la lumière parce que l’espace se dilate, rien ne limite plus en principe l’espèce de vitesse apparente de fuite des galaxies, i. e. le taux auquel augmente leur distance à la Terre. En particulier rien ne s’oppose plus à ce que cette pseudo-vitesse dépasse la vitesse c de la lumière.

Conclusion générale :

Les mesures de distances astronomiques se sont perfectionnées . Mais, plus la méthode est récente, plus elle demande l’amélioration de ses paramètres, comme la constante de Hubble.

Les étoiles ont fait rêvé les êtres humains, les poussant même à tenter de les explorer. Aussi, la course à la lune a permis une réalisation partielle de ce rêve. Malgré tout, les distances astronomiques sont titanesques. La révolution opérée par la Relativité nous oblige « à penser différemment » d’après Einstein. La prochaine étape tellurique : Mars, permettra peut-être de mieux connaître un univers dont l’âge nous rend bien embryonnaire.

Sources internet
• La mesure des distances dans l’univers :
http://asso.nordnet.fr/carl/kepler.htm

http://nrumiano.free.fr/Fgalax/distance.html

http://www.bdl.fr/Granpub/Promenade/pages3/324.html
• Pages sur les céphéides
http://wwwrc.obs-azur.fr/fresnel/gi2t/recherche/stellaire/cepheides/cepheides.htm
• Page sur la loi de Hubble :
http://perso.club-internet.fr/jac_leon/PhyContemporaine/Cosmologie/cosmo1.htm
• Page sur la constante de Hubble (en anglais) :
http://csep1.phy.ornl.gov/guidry/violence/hubble_constant.html
• Page de Christian Magnan, astrophysicien, contredisant la justification du décalage spectral :
http://www.dstu.univ-montp2.fr/PERSO/magnan/
• T.P.E. sur les paramètres d’une étoile :
http://xxi.ac-reims.fr/mazaryk/TPE1/Mesure_des_parametres_d_une_etoile/

Annexe 1 : Nébuleuse d’Orion




Légende: 

An Orion Deep Field - Nébuleuse d’Orion, éloignée de 1500 années-lumière.

Credit & Copyright: Robert Gendler

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html
Observations :

L’Hydrogène est ionisé (perte d'électron) par des étoiles chaudes proches. Lorsque l'électron s'associe à nouveau au noyau, l'atome émet un rayonnement rouge: c'est la raison de la couleur rouge dominante de l’image.

Vous pouvez observer la nébuleuse* d’Orion  dans la partie haute à droite de l’image. Juste à sa gauche il y a un ensemble de nébuleuses bleuâtres, appelées « Running man » (). La nébuleuse à tête de cheval () apparaît comme un nuage foncé, petite silhouette nichée entourée d’érythrée. « Alnika » est l’étoile qui est le plus à l’Est dans la ceinture d’Orion et on la voit comme l’étoile la plus brillante à gauche de la tête de cheval (). En-dessous de « Alnika », c’est la « Flame Nebula » (), avec des nuages de trainées de poussière qui émettent brillament et d’autres très foncées.

* définition : accumulation de gaz et de particules de poussières, répandus dans l'espace interstellaire.

Annexe 2 : Spectres d’émission et d’absorption


similaire:

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconRapport du président pour l’année 2003-2004
«Enquête sur les besoins de services de santé en français de la communauté francophone minoritaire de Fredericton» a reçu une recommandation...

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconDu conseil municipal du 26 avril 2004
Le 2 juillet 2003, la Ville de corbeil-essonnes a notifié à l’entreprise coprebat, le marché n° 2003/10 pour la réalisation de constructions...

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconS ts iris 2003-2004

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconConditions Particulières – Services Mobiles
«Cartes sim» (Subscriber Identity Module) : la carte à puce du Terminal qui permet l’identification du Client par le réseau de l’Opérateur...

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconCirculaire de/ mage/bema 04/n° 18 (n° dce 2004/08) du 20 décembre...
«bon état écologique». En fait, l’état écologique sera mesuré par un écart à la référence : aussi, la référence revêt un caractère...

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconUniversité Paris II – Panthéon Assas dess droit des affaires – djce année 2002-2003

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconCours technologie des systèmes I laca09 Notions de base sur les capteurs...
«La science commence la où commence la mesure»; cela signifie que nous n'avons pas de science sans mesure

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconEcole professionnel artisanale et industrielle de Fribourg Physique 2ème année

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconEcole professionnel artisanale et industrielle de Fribourg Physique 2ème année

T. P. E. Terminal S. G03 Ecole Alsacienne Mesure de distance Année 2003-2004 iconConseil national de la comptabilité Avis n°2003-c du 11 juin 2003 du Comité d’urgence








Tous droits réservés. Copyright © 2016
contacts
l.21-bal.com