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L'univers extragalactique et la Cosmologie
L'échelle des distances
Un autre domaine essentiel pour la cosmologie est la question de la mesure
des distances. L'échelle des distances extragalactique est une construction
fragile, établie en plusieurs étapes avec une succession d'indicateurs
basés sur des propriétés géométriques
ou des propriétés physiques de certaines catégories
d'objets. Ainsi l'observation de la période de variabilité
d'éclat d'une étoile cépheide permet d'estimer sa luminosité
moyenne et donc sa distance; c'est la relation période-luminosité
des céphéides (avec une portée d'une centaine de millions
d'années de lumière, soit 30 mégaparsecs). La mesure
de l'éclat au maximum d'émission d'une supernova de type Ia
(étoile en fin de vie qui explose en libérant d'un coup toute
son énergie) et la mesure de sa décroissance lumineuse en
fonction du temps permettent aussi une mesure très précise
de la distance de la galaxie hôte (l'explosion de ce type de supernova
étant presque aussi brillante qu'une galaxie toute entière,
c'est un des indicateurs à plus longue portée). La taille
apparente des régions HII (nébuleuses brillantes) observées
dans les bras spiraux d'une galaxie spirale peut aussi servir d'indicateur
de distance. Ces indicateurs, dits "primaires" parce qu'ils font référence
à des objets "proches" étudiés dans notre Galaxie,
permettent de calibrer des indicateurs "secondaires" qui eux font appel
à des propriétés globales des galaxies. Par exemple,
la mesure de la vitesse de rotation du gaz dans le disque d'une galaxie
spirale permet d'estimer sa masse et donc sa taille (ou sa luminosité),
et finalement sa distance (pour une portée d'un milliard d'années
de lumière, soit 300 mégaparsecs); c'est la relation dite
de Tully-Fisher. Une relation équivalente, la relation de Faber-Jackson,
existe pour les galaxies elliptiques; c'est cette fois la dispersion des
vitesses des étoiles mesurée dans leur coeur qui permet d'évaluer
leur masse et leur luminosité totale. Au bout de la chaîne,
les indicateurs tertiaires comme la (ou les) galaxie(s) plus brillante(s)
d'un amas, ou même la taille caractéristique d'un amas de galaxie,
permettent d'atteindre les distances les plus importantes.
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