Warning, /education/kstars/po/fr/docs/kstars/cosmicdist.docbook is written in an unsupported language. File is not indexed.

0001 <sect1 id="ai-cosmicdist">
0002 <sect1info>
0003 <author
0004 ><firstname
0005 >Akarsh</firstname
0006 > <surname
0007 >Simha</surname
0008 > </author>
0009 </sect1info>
0010 <title
0011 >Échelle de distances cosmiques</title>
0012 <indexterm
0013 ><primary
0014 >Échelle de distances cosmiques</primary
0015 ></indexterm>
0016 <para
0017 >L'échelle de distances cosmiques se réfère à une succession de différentes méthodes que les astronomes utilisent pour mesurer les distances aux astres dans le ciel. Quelques méthodes, comme la <link linkend="ai-parallax"
0018 >parallaxe</link
0019 >, fonctionnent mieux uniquement pour les astres proches. D'autres méthodes, comme l'utilisation du <firstterm
0020 >décalage cosmique vers le rouge</firstterm
0021 > (redshift), fonctionnent mieux pour les galaxies très éloignées. Ainsi il y a plusieurs méthodes, chacune avec leur domaine de validité limitée et par conséquent leur nom. </para>
0022 <sect2>
0023 <title
0024 >Mesures directes</title>
0025 <para
0026 >La base de l'échelle consiste en des astres pour lesquelles les distances peuvent être directement mesurées, comme la lune (veuillez consulter <ulink url="https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9flecteur_lunaire"
0027 >Mesure de distance lunaire par laser</ulink
0028 >). La même technique utilisant des ondes radio, est appliquée pour trouver la distance à des planètes par exemple. </para>
0029 
0030 <para
0031 >Pour les astres proches, la mesure par <link linkend="ai-parallax"
0032 >parallaxe</link
0033 > est possible et fournit la distance à l'étoile. </para>
0034 </sect2>
0035 
0036 <sect2>
0037 <title
0038 >Chandelles standards</title>
0039 <para
0040 >Les <quote
0041 >chandelles standards</quote
0042 > sont des objets dont l'éclat intrinsèque est bien connu. La <link linkend="ai-magnitude"
0043 >magnitude</link
0044 > apparente, qui est facile à mesurer, nous indique la luminosité telle qu'elle nous apparaît et non sa luminosité réelle. Les objets distants sont moins lumineux parce que leur lumière se disperse sur de grandes zones. </para
0045 ><para
0046 >En accord avec la <firstterm
0047 >loi du carré inverse</firstterm
0048 > pour l'intensité lumineuse, la quantité de lumière que nous recevons d'un objet diminue avec le carré de la distance. Ainsi la distance à l'objet peut être calculée si l'intensité courante est connue (magnitude absolue <quote
0049 >M</quote
0050 >) ainsi que l'intensité observée sur terre (magnitude absolue <quote
0051 >m</quote
0052 >). Le <firstterm
0053 >module de distance</firstterm
0054 > doit être défini comme suit : </para
0055 ><para
0056 >Module de distance = M - m = 5 log<subscript
0057 >10</subscript
0058 > D - 5 </para
0059 ><para
0060 >Dans cet exemple, la distance <quote
0061 >D</quote
0062 > est mesurée en <link linkend="ai-parallax"
0063 >parsecs</link
0064 >. </para>
0065 <para
0066 >Pour des chandelles standards spéciales, il existe d'autres façons de calculer l'intensité intrinsèque et par conséquent de calculer leurs distances. </para>
0067 <para
0068 >Les chandelles standards les plus communes utilisées en astronomie sont :  <itemizedlist>
0069 
0070 <listitem
0071 ><para
0072 >Les céphéides variables : une variété d'étoiles variables périodiques dont la période de variation est liée à son intensité</para
0073 ></listitem>
0074 
0075 <listitem
0076 ><para
0077 >Les variables de type RR de la Lyre : une autre variété d'étoiles variables périodiques avec une relation parfaitement connue entre période et intensité </para
0078 ></listitem>
0079 
0080 <listitem
0081 ><para
0082 >Les supernovas de type Ia : ces supernovas ont une intensité parfaitement connue résultant des lois de physique qui les gouvernent et qui sont utilisées comme des chandelles standards</para
0083 ></listitem>
0084 
0085 </itemizedlist>
0086 </para>
0087 </sect2>
0088 
0089 <sect2>
0090 <title
0091 >Autres méthodes</title>
0092 <para
0093 >Il existe de nombreuses autres méthodes. Quelques-unes d'entre elles reposent sur la physique des étoiles telles que la relation entre la luminosité et la couleur de types variables d'étoiles (cela est généralement représenté par le <firstterm
0094 >diagramme de Hertzsprung-Russel</firstterm
0095 >). Quelques-unes d'entre elles fonctionnent avec des groupes d'étoiles, telles que la <firstterm
0096 >méthode des groupes en déplacement</firstterm
0097 > et de la <firstterm
0098 >méthode de correspondance à la séquence principale</firstterm
0099 >. La <firstterm
0100 >relation de Tully-Fisher</firstterm
0101 > qui relie l'intensité d'une galaxie spirale à sa rotation, peut être utilisée pour trouver le module de distance, puisque la rotation d'une galaxie se mesure facilement en utilisant <firstterm
0102 >le décalage de l'effet Doppler</firstterm
0103 >. La distance des galaxies lointaines peut être trouvée en mesurant le <firstterm
0104 >décalage cosmologique</firstterm
0105 > qui représente le redshift de la lumière provenant de galaxies lointaines résultant de l'expansion de l'Univers. </para>
0106 <para
0107 >Pour plus d'informations, veuillez consulter <ulink url="https://fr.wikipedia.org/wiki/Mesure_des_distances_en_astronomie"
0108 >Wikipédia sur les échelles de distances cosmiques</ulink
0109 > </para>
0110 </sect2>
0111 </sect1>