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

 <sect1 id="ai-cosmicdist">
 <sect1info>
 <author
 ><firstname
 >Akarsh</firstname
 > <surname
 >Simha</surname
 > </author>
 </sect1info>
 <title
 >Échelle de distances cosmiques</title>
 <indexterm
 ><primary
 >Échelle de distances cosmiques</primary
 ></indexterm>
 <para
 >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"
 >parallaxe</link
 >, fonctionnent mieux uniquement pour les astres proches. D'autres méthodes, comme l'utilisation du <firstterm
 >décalage cosmique vers le rouge</firstterm
 > (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>
 <sect2>
 <title
 >Mesures directes</title>
 <para
 >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"
 >Mesure de distance lunaire par laser</ulink
 >). La même technique utilisant des ondes radio, est appliquée pour trouver la distance à des planètes par exemple. </para>
 
 <para
 >Pour les astres proches, la mesure par <link linkend="ai-parallax"
 >parallaxe</link
 > est possible et fournit la distance à l'étoile. </para>
 </sect2>
 
 <sect2>
 <title
 >Chandelles standards</title>
 <para
 >Les <quote
 >chandelles standards</quote
 > sont des objets dont l'éclat intrinsèque est bien connu. La <link linkend="ai-magnitude"
 >magnitude</link
 > 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
 ><para
 >En accord avec la <firstterm
 >loi du carré inverse</firstterm
 > 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
 >M</quote
 >) ainsi que l'intensité observée sur terre (magnitude absolue <quote
 >m</quote
 >). Le <firstterm
 >module de distance</firstterm
 > doit être défini comme suit : </para
 ><para
 >Module de distance = M - m = 5 log<subscript
 >10</subscript
 > D - 5 </para
 ><para
 >Dans cet exemple, la distance <quote
 >D</quote
 > est mesurée en <link linkend="ai-parallax"
 >parsecs</link
 >. </para>
 <para
 >Pour des chandelles standards spéciales, il existe d'autres façons de calculer l'intensité intrinsèque et par conséquent de calculer leurs distances. </para>
 <para
 >Les chandelles standards les plus communes utilisées en astronomie sont :  <itemizedlist>
 
 <listitem
 ><para
 >Les céphéides variables : une variété d'étoiles variables périodiques dont la période de variation est liée à son intensité</para
 ></listitem>
 
 <listitem
 ><para
 >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
 ></listitem>
 
 <listitem
 ><para
 >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
 ></listitem>
 
 </itemizedlist>
 </para>
 </sect2>
 
 <sect2>
 <title
 >Autres méthodes</title>
 <para
 >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
 >diagramme de Hertzsprung-Russel</firstterm
 >). Quelques-unes d'entre elles fonctionnent avec des groupes d'étoiles, telles que la <firstterm
 >méthode des groupes en déplacement</firstterm
 > et de la <firstterm
 >méthode de correspondance à la séquence principale</firstterm
 >. La <firstterm
 >relation de Tully-Fisher</firstterm
 > 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
 >le décalage de l'effet Doppler</firstterm
 >. La distance des galaxies lointaines peut être trouvée en mesurant le <firstterm
 >décalage cosmologique</firstterm
 > qui représente le redshift de la lumière provenant de galaxies lointaines résultant de l'expansion de l'Univers. </para>
 <para
 >Pour plus d'informations, veuillez consulter <ulink url="https://fr.wikipedia.org/wiki/Mesure_des_distances_en_astronomie"
 >Wikipédia sur les échelles de distances cosmiques</ulink
 > </para>
 </sect2>
 </sect1>