Elles sont loin, ces galaxies ?

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Nous avons vu à quel point il est essentiel de connaître la distance des objets célestes pour pouvoir interpréter ce que nous voyons.
Pour essayer de comprendre notre univers, il faut d'abord pouvoir le mesurer. Les galaxies apparaissant comme des briques de base de cet univers, mesurer la distance qui sépare celles-ci de la Terre devient alors indispensable.
Comme il nous est impossible de mesurer directement la distance aux galaxies les plus lointaines, on va utiliser une série de mesures qui s'appuient les unes sur les autres, des plus proches aux plus lointaines.

Pour ce faire, il existe trois sortes de méthodes, la première, la parallaxe donne une mesure absolue, les deux autres ne fournissent que des données relatives.

 


La méthode de la parallaxe

La Terre se déplaçant sur son orbite, on ne voit pas une étoile proche au même endroit sur le fond du ciel à deux moments différents. Cet effet s'appelle la parallaxe, et vu la distance des étoiles - même proches - il est toujours très faible. C'est pourquoi il a fallu attendre 1838 pour que Friedrich Bessel mesure la parallaxe de l'étoile 61 Cygni, qui n'est pourtant éloignée que de 11 années-lumière.
Cette méthode est en fait la seule méthode absolue dont nous disposons pour connaître la distance d'un astre. Elle est de ce fait indispensable pour calibrer les autres méthodes de mesure.

parallaxe

La Terre se déplace sur son orbite,
de ce fait, une étoile proche semble
changer de position par rapport au fond du ciel.

La méthode n'est sujette qu'aux erreurs de mesure, mais ne permet d'obtenir que des distances inférieures à 1000 Parsec.
C'est par ce procédé que le satellite Hipparcos a pu cartographier plus de 120.000 étoiles.

 

Si l'utilisation de l'interférométrie en optique est assez limitée, on sait par contre construire des interféromètres qui travaillent dans le domaine des ondes radio, avec une base pratiquement aussi grande que l'on veut. Le VLBA - Very Large Base Array - est un réseau de radiotélescopes dont les antennes sont réparties sur l'ensemble du territoire US, de Puerto Rico jusqu'à Hawaï.
La base, étant très grande, permet de séparer des sources avec une excellente résolution. On va donc utiliser cette résolution pour appliquer la méthode de la parallaxe à des distances beaucoup plus lointaines. Ainsi le VLBA a pu mesurer par ce moyen la distance de la galaxie NGC 6264 avec précision. Cette galaxie est située à 450 Mal (environ 140 Mpc), avec une incertitude de 9%.

Evidemment, pour utiliser cette méthode, il faut des galaxies qui émettent dans le domaine radio. Mais le recoupement de cette mesure directe avec d'autres méthodes (que nous allons découvrir) va permettre d'affiner celles-ci et d'améliorer grandement nos mesures actuelles.

Les méthodes photométriques

Les méthodes photométriques se basent sur la magnitude apparente d'un objet dont on suppose connue la magnitude absolue.

Les méthodes spectrales

Il s'agit là d'utiliser la distribution des fréquences du signal reçu d'un objet.

 


La loi de Hubble

Ayant déterminé la distance d'un certain nombre de galaxies, Hubble s'est alors aperçu de quelque chose de remarquable : toutes les galaxies semblent s'éloigner de nous.
Une étude plus précise fait alors apparaître que la vitesse de récession d'un objet lointain est d'autant plus élevée que celui-ci est loin.

loi de Hubble

Comme il est présomptueux de penser que la Terre est le centre de l'Univers, on ne peut qu'en déduire que celui-ci est en expansion.

La loi de Hubble s'exprime donc comme Vc = H * D, où Vc représente la vitesse de récession, D la distance.
H est appelée constante de Hubble.

Si on suppose H connue, on peut donc déduire l'éloignement d'une galaxie à partir de son redshift (noté traditionnellement  z). A cause de l'imprécision sur H, cette méthode n'a de sens et d'intérêt que pour les objets les plus lointains.

 


Références :
The Sunyaev-Zel'Dovich effect (Mark Birkinshaw)