Astronomie

Comment les distances aux étoiles étaient-elles mesurées avant la parallaxe ?

Comment les distances aux étoiles étaient-elles mesurées avant la parallaxe ?

Un commentaire sous Quand la distance à une étoile a-t-elle été mesurée pour la première fois sans utiliser de parallaxe ? mentionne que la distance aux étoiles a été mesurée avant que la parallaxe ne soit possible. Comment cela a-t-il été fait ?


Autant que je sache, les mesures directes de parallaxe sont le seul moyen de mesurer directement les distances aux étoiles.

Une fois les parallaxes de centaines d'étoiles connues et les diagrammes de la relation entre la luminosité stellaire et les types spectraux, comme le diagramme de Hertzsrpung-Russel, ont été réalisés, il est devenu possible d'estimer plus ou moins précisément la magnitude absolue d'une étoile et ainsi de calculer sa distance par rapport à son ampleur apparente.

On peut noter que les étoiles de certains types spectraux peuvent avoir jusqu'à neuf classes de luminosité. La classe de luminosité d'une étoile est incluse en chiffres romains dans sa classification spectrale si elle est connue. Calculer la distance à une étoile sans connaître sa classe de luminosité peut être très imprécis.

https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification#Yerkes_spectral_classification[1]

La théorie héliocentrique, selon laquelle la Terre tourne autour du Soleil, a été suggérée pour la première fois en Grèce classique. Aristote (384-322 av. J.-C.) a rejeté cette théorie, en raison du manque de parallaxe stellaire détectable causé par le mouvement de la Terre autour du Soleil.

Exploration de l'Univers Brève édition, George Abell, 1964, 1969, page 18.

Ce même argument a été utilisé contre la théorie héliocentrique au début de l'ère moderne.

La parallaxe stellaire est si petite qu'elle était inobservable jusqu'au 19ème siècle, et son absence apparente a été utilisée comme argument scientifique contre l'héliocentrisme au début de l'ère moderne. Il est clair d'après la géométrie d'Euclide que l'effet serait indétectable si les étoiles étaient assez éloignées, mais pour diverses raisons, de telles distances gigantesques semblaient tout à fait invraisemblables : c'était l'une des principales objections de Tycho Brahe à l'héliocentrisme copernicien que pour en l'absence de parallaxe stellaire observable, il devrait y avoir un vide énorme et improbable entre l'orbite de Saturne et la huitième sphère (les étoiles fixes).2

https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_parallax[2]

Comme les astronomes ont progressivement accepté la théorie héiocentrique après environ 1600, il y a eu des tentatives pour mesurer les parallaxes stellaires qui se sont soldées par un échec après échec. Et chaque astronome qui n'a pas réussi à mesurer la parallaxe stellaire aurait pu calculer la plus petite parallaxe stellaire qu'il aurait pu mesurer, et donc la distance que la ou les étoile(s) qu'il a étudiée doit avoir dépassée. Les astronomes auraient donc dû augmenter progressivement leurs estimations des distances minimales possibles jusqu'à diverses étoiles dont les parallaxes n'avaient pas été mesurées, tout en espérant peut-être que certaines étoiles pourraient être beaucoup plus proches.

Et comme la distance entre le Soleil et la Terre était mesurée à plusieurs reprises de plus en plus précisément, les astronomes auraient pu estimer la luminosité du Soleil de plus en plus précisément. En supposant qu'une étoile donnée était aussi lumineuse que le Soleil et en mesurant sa magnitude apparente, les astronomes auraient pu estimer à quelle distance elle se trouvait.

Mais bien sûr, les luminosités réelles des étoiles varient considérablement, et aux 17e et 18e siècles, les mesures de la luminosité apparente du Soleil et des étoiles lointaines auraient probablement été très imprécises.

Je doute que des estimations des distances aux étoiles soient très précises avant que les premières parallaxes stellaires ne soient mesurées dans les années 1830, car les premières parallaxes mesurées semblaient trop petites, et donc les distances trop grandes, pour que les astronomes puissent le croire.

Par exemple, la première mesure réelle d'une parallaxe stellaire a été faite par Thomas Henderson, mais la sienne est généralement répertoriée comme la deuxième mesure.

Le grand mouvement propre d'Alpha Centauri AB a été découvert par Manuel John Johnson, observant depuis Sainte-Hélène, qui en a informé Thomas Henderson à l'Observatoire royal du Cap de Bonne-Espérance. La parallaxe d'Alpha Centauri a ensuite été déterminée par Henderson à partir de nombreuses observations de position exactes du système AB entre avril 1832 et mai 1833. Il a cependant retenu ses résultats, car il soupçonnait qu'ils étaient trop grands pour être vrais, mais les a finalement publiés en 1839. après que Friedrich Wilhelm Bessel ait publié sa propre parallaxe déterminée avec précision pour 61 Cygni en 1838.[62] Pour cette raison, Alpha Centauri est parfois considérée comme la deuxième étoile à avoir sa distance mesurée parce que le travail de Henderson n'a pas été pleinement reconnu au début.[62)

https://en.wikipedia.org/wiki/Alpha_Centauri#Observational_history[3]

La distance à Vega peut être déterminée en mesurant son décalage de parallaxe par rapport aux étoiles de fond lorsque la Terre orbite autour du Soleil. La première personne à publier la parallaxe d'une étoile fut Friedrich GW von Struve, lorsqu'il annonça une valeur de 0,125 seconde d'arc (0,125") pour Vega.[37] Friedrich Bessel était sceptique quant aux données de Struve, et, lorsque Bessel publia une parallaxe de 0,314" pour le système stellaire 61 Cygni, Struve a révisé sa valeur pour la parallaxe de Vega pour presque doubler l'estimation originale. Ce changement a jeté un doute supplémentaire sur les données de Struve. Ainsi, la plupart des astronomes de l'époque, y compris Struve, ont attribué à Bessel le premier résultat de parallaxe publié. Cependant, le résultat initial de Struve était en fait proche de la valeur actuellement acceptée de 0,129",[38][39] telle que déterminée par le satellite d'astrométrie Hipparcos.[4][40][41]

https://en.wikipedia.org/wiki/Vega#Observational_history[4]

Ainsi, Henderson et Struve ont subi des défaillances nerveuses, incapables d'accepter à quel point Alpha Centauri et Vega étaient éloignés selon leurs mesures, et ont ainsi perdu l'honneur de faire la première mesure des parallaxes stellaires à Bessel.

Et à mon avis, cela ne serait pas arrivé si les astronomes de l'époque acceptaient communément que même les étoiles les plus proches doivent être à plusieurs centaines de milliers d'unités astronomiques, et des multiples d'années-lumière et de parsecs (unités qui n'avaient pas encore été inventées) du Soleil.

Ainsi, toutes les estimations des distances aux étoiles faites avant les premières mesures de parallaxe réussies ont probablement largement sous-estimé les distances.


Comment étaient mesurées les distances aux étoiles avant la parallaxe ? - Astronomie

Comment la distance d'une étoile peut-elle être calculée par un astronome amateur ? Comment cela se faisait-il dans l'Antiquité ?

La mesure des distances aux objets célestes est l'un des problèmes les plus difficiles en astronomie. Même les scientifiques ont parfois du mal à déterminer jusqu'où sont les objets qu'ils étudient !

Comme nous manquons totalement de perception de la profondeur lorsque nous regardons le ciel nocturne, il est impossible de déterminer la distance des étoiles simplement en les regardant. En fait, les anciens astronomes pensaient que toutes les étoiles étaient positionnées à la même distance de la Terre sur une grande sphère creuse. Ce n'est qu'avec des télescopes que nous pouvons commencer à mesurer les distances jusqu'aux étoiles proches. La méthode utilisée est appelée parallaxe stellaire.

Pour avoir une idée de ce qu'est la parallaxe, placez votre main devant vous, puis regardez-la d'un œil à la fois. Vous remarquerez que la position de votre main par rapport au fond change. La même astuce est utilisée pour mesurer les distances aux étoiles. Pour faire de la parallaxe, il faut mesurer la position d'une étoile par rapport aux étoiles de fond à un intervalle de 6 mois (car 6 mois est la plus grande distance que vous obtiendrez entre deux positions de la Terre sur son orbite autour du Soleil). Ensuite, la parallaxe est l'angle formé par les deux positions mesurées pour l'étoile qui vous intéresse. Ces angles sont très petits, seulement de petites fractions de degrés dans le ciel, beaucoup moins que vous pouvez résoudre avec votre œil.

Alors malheureusement, la réponse à votre question est que vous ne pourrez pas mesurer les distances aux étoiles, à moins de pouvoir avoir accès à un télescope dans un observatoire professionnel, auquel cas c'est encore très difficile à faire.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015

A propos de l'auteur

Amélie Saintonge

Amélie travaille sur des moyens de détecter les signaux des galaxies à partir de cartes radio.


Comment les distances aux étoiles étaient-elles mesurées avant la parallaxe ? - Astronomie

Nous recherchons une procédure simple (algabrique, géométrique) pour mesurer la distance de la terre aux étoiles en utilisant la triangulation. Nous serions très reconnaissants de toute aide que vous pourriez offrir.

Ce que vous recherchez, c'est une expérience de mesure de la "parallaxe" avec les étoiles proches. (La parallaxe est ce que les astronomes appellent la procédure qui vous intéresse.) La parallaxe est le seul moyen direct de mesurer les distances par rapport aux objets astronomiques, et toutes les autres échelles de distance sont basées sur des mesures de parallaxe. Malheureusement, les parallaxes sont extrêmement difficiles à mesurer.

Il y a un très bon traitement géométrique de la parallaxe sur ce site. Habituellement, dans les cours d'introduction à l'astronomie, nous ne nous soucions pas de déterminer la direction du changement, mais nous nous arrêtons lorsque nous en comprenons l'ampleur. De toute façon, tout est là, et très clair si vous parlez géométrie.

Cependant, je n'aurais aucun espoir de faire vous-même des mesures de parallaxe. Les angles de parallaxe sont mesurés en fractions de secondes d'arc, et il n'y a aucun moyen de faire l'expérience avec cette précision sans une grande série d'observations dans un observatoire professionnel. Même avec un observatoire, la procédure est extrêmement difficile. En fait, l'incapacité de trianguler les distances aux étoiles au cours de l'année est l'une des principales raisons pour lesquelles l'astronome grec Ptolémée a proposé le modèle géocentrique du système solaire ! Il résuma que s'il ne pouvait pas voir les mouvements de parallaxe des étoiles, alors la Terre ne pourrait pas bouger. Il n'a pas pleinement compris le petit rayon de l'orbite de la Terre par rapport aux énormes distances aux étoiles.

En fait, jusqu'au satellite Hipparcos, qui mesurait les parallaxes d'un grand nombre d'étoiles depuis l'espace, on ne pouvait être sûr de la parallaxe que pour quelques centaines d'étoiles.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015

A propos de l'auteur

Dave Kornreich

Dave était le fondateur de Ask an Astronomer. Il a obtenu son doctorat à Cornell en 2001 et est maintenant professeur adjoint au Département de physique et de sciences physiques de l'Université d'État de Humboldt en Californie. Là, il dirige sa propre version de Ask the Astronomer. Il nous aide également avec l'étrange question de cosmologie.


Comment les distances aux étoiles étaient-elles mesurées avant la parallaxe ? - Astronomie

Comment la distance d'une étoile peut-elle être calculée par un astronome amateur ? Comment cela se faisait-il dans l'Antiquité ?

La mesure des distances aux objets célestes est l'un des problèmes les plus difficiles en astronomie. Même les scientifiques ont parfois du mal à déterminer jusqu'où sont les objets qu'ils étudient !

Comme nous manquons totalement de perception de la profondeur lorsque nous regardons le ciel nocturne, il est impossible de déterminer la distance des étoiles simplement en les regardant. En fait, les anciens astronomes pensaient que toutes les étoiles étaient positionnées à la même distance de la Terre sur une grande sphère creuse. Ce n'est qu'avec des télescopes que nous pouvons commencer à mesurer les distances jusqu'aux étoiles proches. La méthode utilisée est appelée parallaxe stellaire.

Pour avoir une idée de ce qu'est la parallaxe, placez votre main devant vous, puis regardez-la d'un œil à la fois. Vous remarquerez que la position de votre main par rapport au fond change. La même astuce est utilisée pour mesurer les distances aux étoiles. Pour faire de la parallaxe, il faut mesurer la position d'une étoile par rapport aux étoiles de fond à un intervalle de 6 mois (car 6 mois est la plus grande distance que vous obtiendrez entre deux positions de la Terre sur son orbite autour du Soleil). Ensuite, la parallaxe est l'angle formé par les deux positions mesurées pour l'étoile qui vous intéresse. Ces angles sont très petits, seulement de petites fractions de degrés dans le ciel, beaucoup moins que vous pouvez résoudre avec votre œil.

Alors malheureusement, la réponse à votre question est que vous ne pourrez pas mesurer les distances aux étoiles, à moins que vous n'ayez accès à un télescope dans un observatoire professionnel, auquel cas c'est encore très difficile à faire.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015

A propos de l'auteur

Amélie Saintonge

Amélie travaille sur des moyens de détecter les signaux des galaxies à partir de cartes radio.


Les astronomes mesurent avec précision la distance au magnétar

À l'aide du Very Long Baseline Array de la NSF, une équipe internationale d'astronomes a effectué la mesure géométrique directe de la distance à XTE J1810-197, un magnétar situé dans la constellation du Sagittaire.

Vue d'artiste d'un magnétar émettant une rafale de rayonnement. Crédit image : Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF.

Les magnétars sont une variété d'étoiles à neutrons - les restes superdenses d'étoiles massives qui ont explosé en supernovae - avec des champs magnétiques extrêmement puissants.

Un champ magnétique magnétar typique est mille milliards de fois plus fort que le champ magnétique terrestre, faisant des magnétars les objets les plus magnétiques de l'Univers.

Ils peuvent émettre de fortes rafales de rayons X et de rayons gamma et sont récemment devenus un candidat de premier plan pour les sources de sursauts radio rapides (FRB).

Découvert en 2003, XTE J1810-197 a été le premier des six objets de ce type à émettre des impulsions radio.

Il l'a fait de 2003 à 2008, puis a cessé pendant une décennie. En décembre 2018, il a recommencé à émettre des impulsions radio lumineuses.

L'astronome de l'Université de technologie de Swinburne Hao Ding et ses collègues ont utilisé le Very Long Baseline Array (VLBA) pour observer régulièrement XTE J1810-197 de janvier à novembre 2019, puis à nouveau en mars et avril 2020.

En observant le magnétar depuis les côtés opposés de l'orbite terrestre autour du Soleil, ils ont pu détecter un léger décalage de sa position apparente par rapport à des objets d'arrière-plan beaucoup plus éloignés.

Cet effet, appelé parallaxe, permet aux astronomes d'utiliser la géométrie pour calculer directement la distance de l'objet.

"Il s'agit de la première mesure de parallaxe pour un magnétar et montre qu'il fait partie des magnétars les plus proches connus à environ 8 100 années-lumière, ce qui en fait une cible de choix pour de futures études", a déclaré Ding.

"Avoir une distance précise à ce magnétar signifie que nous pouvons calculer avec précision la force des impulsions radio qui en proviennent", a déclaré le Dr Adam Deller, également de l'Université de Swinburne.

"S'il émet quelque chose de similaire à un FRB, nous saurons à quel point cette impulsion est forte."

"Les FRB varient dans leur force, nous aimerions donc savoir si une impulsion magnétar se rapproche ou chevauche la force des FRB connus."

"Une clé pour répondre à cette question sera d'obtenir plus de distances aux magnétars, afin que nous puissions élargir notre échantillon et obtenir plus de données", a déclaré le Dr Walter Brisken, astronome à l'Observatoire national de radioastronomie.

« Le VLBA est l'outil idéal pour ce faire. »

"Nous savons que les pulsars, comme celui de la célèbre nébuleuse du Crabe, émettent des" impulsions géantes ", beaucoup plus fortes que leurs habituelles", a déclaré Ding.

« Déterminer les distances aux magnétars nous aidera à comprendre ce phénomène et à savoir si les FRB sont peut-être l'exemple le plus extrême d'impulsions géantes. »

L'article de l'équipe a été publié dans le Avis mensuels de la Royal Astronomical Society.

H. Ding et al. Une parallaxe magnétar. MNRAS, publié en ligne le 21 août 2020 doi : 10.1093/mnras/staa2531

Cet article est basé sur un texte fourni par l'Observatoire national de radioastronomie.


Parallaxe contre Redshift lors de la mesure des distances astronomiques ?

D'après ce que je comprends, la méthode la plus courante pour calculer à quelle distance les étoiles et les galaxies se trouvent par rapport à nous consiste à prendre en compte leur décalage vers le rouge. Je pense que cette méthode pourrait être inexacte, cependant, car les interférences des nuages ​​de poussière, des galaxies voisines, de la vitesse relative de l'objet, de la lentille gravitationnelle, etc., pourraient interférer avec le déplacement réel de la lumière qui nous atteint.

Cependant, je pense que de tels problèmes ne seraient pas aussi importants avec la parallaxe. Si nous avions deux satellites à une distance considérable l'un de l'autre mesurant la même partie du ciel sous le même angle, ou si nous prenions deux mesures des objets observés depuis la Terre (ou son orbite) dans un intervalle de 6 mois, nous serions capable de dire avec plus de précision à quelle distance cet objet est vraiment. La marge d'erreur serait définie par la précision avec laquelle les instruments sont alignés, plutôt que par plusieurs facteurs hypothétiques différents provenant de sources invisibles.

Cela dit, j'ai l'impression que plus l'objet est éloigné, plus il serait difficile de déterminer sa distance par rapport à nous avec une précision considérable. Il faudrait se fier à la plus petite des échelles de mesure, ce qui donnerait encore des marges d'erreur astronomiques. Mais ne pourrait-on pas en dire autant du redshifting ?

Ma question est: La mesure de la parallaxe est-elle plus précise que la mesure du décalage vers le rouge en ce qui concerne la distance ?

Et, si je peux ajouter une question de suivi, au cas où la parallaxe serait plus précise, pourquoi n'y a-t-il pas eu autant de grands projets pour explorer cette méthode que les observations de redshift ?


Parallaxe – Comment les astronomes mesurent-ils les distances par rapport aux étoiles et aux galaxies ?

Les astronomes ont développé plusieurs techniques pour mesurer indirectement les vastes distances entre la Terre et les étoiles et les galaxies. Dans de nombreux cas, ces méthodes sont mathématiquement complexes et impliquent une modélisation informatique poussée. Il s'avère que mesurer la distance à une étoile est un problème intéressant ! Les astronomes ont mis au point deux techniques différentes pour estimer à quelle distance se trouve une étoile donnée.

La première technique utilise la triangulation (alias parallaxe). L'orbite de la Terre autour du soleil a un diamètre d'environ 300 millions de kilomètres. En regardant une étoile un jour, puis en la regardant à nouveau 6 mois plus tard, un astronome peut voir une différence dans l'angle de vue de l'étoile. Avec un peu de trigonométrie, les différents angles donnent une distance. Cette technique fonctionne pour les étoiles situées à environ 400 années-lumière de la Terre.

La parallaxe est "le meilleur moyen d'obtenir la distance en astronomie", a déclaré Mark Reid, astronome au Harvard Smithsonian Center for Astrophysics. Il a décrit la parallaxe comme « l'étalon-or » pour mesurer les distances stellaires, car elle n'implique pas plutôt la physique, elle repose uniquement sur la géométrie.

Limites de la mesure de distance à l'aide de Stellar Parallax

Les angles de parallaxe inférieurs à 0,01 seconde d'arc sont très difficiles à mesurer depuis la Terre en raison des effets de l'atmosphère terrestre. Cela limite les télescopes terrestres à mesurer les distances aux étoiles à environ 1/0,01 ou 100 parsecs. Les télescopes spatiaux peuvent atteindre une précision de 0,001, ce qui a augmenté le nombre d'étoiles dont la distance a pu être mesurée avec cette méthode. Cependant, la plupart des étoiles, même dans notre propre galaxie, sont beaucoup plus éloignées que 1 000 parsecs, car la Voie lactée mesure environ 30 000 parsecs. La section suivante décrit comment les astronomes mesurent les distances par rapport à des objets plus éloignés.

Quelques exemples à essayer

  • Une étoile a un angle de parallaxe p de 0,723 seconde d'arc. Quelle est la distance à l'étoile ?
  • Sirius, une étoile binaire de notre galaxie, est à une distance de 2,64 parsecs de nous. Quel serait l'angle de parallaxe en secondes d'arc pour cette étoile binaire ?
  • L'étoile A a un angle de parallaxe de 0,82 seconde d'arc et l'étoile B a un angle de parallaxe de 0,45 seconde d'arc. Quelle étoile est la plus proche de la Terre et de combien ?
Répondre

1/0,723 = 1,38 parsec
1/2,64 = 0,34 seconde d'arc
L'étoile A est la plus proche de la Terre. Elle est 1 parsec plus proche que l'étoile B.


Science étoilée : mesurez les distances astronomiques à l'aide de la parallaxe

introduction
Aimez-vous observer les étoiles par une chaude nuit? L'été peut être le moment idéal pour observer les étoiles ainsi que d'autres événements célestes, tels que l'impressionnante pluie de météores des Perséides qui se produit chaque année et culmine cette année du 10 au 13 août. Saviez-vous que les anciens astronomes pouvaient réellement mesurer la distance de la Terre aux étoiles lointaines ? Comment pourraient-ils le faire sans la technologie moderne ? Dans cette activité, vous découvrirez en explorant la relation entre la distance d'un objet et la perspective d'observation (également appelée parallaxe), qui peut être utilisée pour mesurer la distance des étoiles.

Arrière-plan
Comment les astronomes savent-ils à quelle distance les planètes, les étoiles et les galaxies sont de nous ? Ils utilisent un phénomène visuel appelé parallaxe pour mesurer les distances stellaires. La parallaxe est la façon dont un objet semble se déplacer, car il semble changer de position lorsqu'il est vu de deux endroits ou perspectives différents.

Pour voir la parallaxe par vous-même, tendez le bras et levez le pouce. En fermant un œil, alignez votre pouce avec un objet à travers la pièce. Maintenant, changez rapidement d'yeux tout en gardant votre pouce dans la même position. (Vous pouvez utiliser votre main libre pour couvrir votre autre œil si nécessaire.) Remarquez que l'objet que vous regardiez n'est plus aligné avec votre pouce. Vous ne croyez pas ce que vous voyez ? Répétez à nouveau en commençant par l'autre œil. Cette illusion d'optique est due à la parallaxe. La différence de distance entre vos deux yeux fait que votre pouce (un objet relativement proche) s'aligne différemment avec l'objet qui se trouve de l'autre côté de la pièce (un objet relativement éloigné).

Lorsqu'une personne regarde les étoiles alors que la Terre est à différentes positions sur son orbite, les étoiles plus proches semblent changer de position beaucoup plus par rapport aux étoiles plus éloignées. Ce mouvement apparent, ou parallaxe, peut être utilisé pour déterminer les distances entre la Terre et des étoiles spécifiques.

  • Un grand espace ouvert (cela pourrait être votre cour arrière ou un parc.)
  • Deux Hula-Hoops (Vous pouvez également utiliser deux pierres plates ou des briques sur lesquelles vous pouvez vous asseoir.)
  • Un étalon ou un mètre (utilisez-en un qui a des marques claires afin qu'il puisse être lu à distance.)
  • Petite table ou tabouret de bar (Ceci devra pouvoir être emporté à l'extérieur.)
  • Un élastique épais
  • Une grosse pierre (elle doit avoir au moins la taille d'une balle de baseball, mais pas trop grosse pour que l'élastique ne puisse pas l'entourer.)
  • Mètre ruban
  • Une feuille de papier à gratter et un stylo ou un crayon (facultatif)
  • Si vous utilisez une feuille de papier brouillon, dessinez trois colonnes dessus et intitulez-les "Gauche", "Droite" et "Différence".
  • Emportez vos Hula-Hoops (ou pierres plates), petite table (ou tabouret de bar), élastique, grosse pierre et ruban à mesurer à l'extérieur dans un grand espace ouvert, comme un parc ou votre arrière-cour.
  • Trouvez un objet éloigné et idéalement un objet grand et étroit, comme un arbre, un poteau lumineux ou un poteau. Ce sera l'"objet distant" que vous utiliserez dans cette activité
  • En laissant le plus de distance possible entre vous et l'objet distant (au moins 20 à 30 pas, mais plus loin c'est encore mieux), faites face à l'objet et placez les deux Hula-Hoops au sol, un à votre droite et un à votre gauche , de sorte qu'ils se touchent presque. (Si vous utilisez plutôt des roches plates, placez-les de sorte qu'elles soient à environ trois pieds l'une de l'autre, à gauche et à droite lorsque vous faites face à l'objet distant.) Chaque Hula-Hoop (ou pierre plate) sera un "point d'observation".
  • En marchant des Hula-Hoops vers l'objet distant, placez la petite table à environ trois à cinq pas du bord des Hula-Hoops (ou à environ cinq à sept pas des rochers plats).
  • Au-dessus de la table, placez une grosse pierre. Enroulez l'élastique autour du rocher et de l'étalon (ou du mètre) pour maintenir l'étalon contre le rocher de sorte que l'étalon soit horizontal (à gauche et à droite) et que ses marques soient face à vous (vers les Hula-Hoops). Centrez l'étalon le long de l'élastique. La table (avec la pierre, l'étalon et l'élastique) sera l'"objet proche" sur lequel vous enquêterez.
  • Votre configuration devrait maintenant être prête pour que vous puissiez faire des tests ! Mais avant de le faire, assurez-vous que toutes les parties de votre configuration sont bien alignées. Plus précisément, assurez-vous que l'espace entre les deux Hula-Hoops, l'élastique et l'objet distant s'alignent tous à peu près le long d'une ligne imaginaire. Si nécessaire, vous pouvez déplacer la table vers la gauche ou la droite pour aligner l'élastique.
  • Asseyez-vous au centre du Hula-Hoop gauche (ou sur le rocher plat à gauche) et regardez vers l'objet distant. Avec quel nombre sur l'étalon l'objet distant semble-t-il s'aligner ? Si vous utilisez une feuille de papier brouillon, notez ce numéro dans la colonne "Gauche".
  • Asseyez-vous au centre du Hula-Hoop droit (ou sur le rocher plat à droite) et regardez vers l'objet distant. Avec quel nombre sur l'étalon l'objet distant semble-t-il maintenant s'aligner ? Si vous utilisez une feuille de papier brouillon, notez ce numéro dans la colonne "Droite".
  • Déplacez maintenant la table (avec la pierre et l'étalon dessus) vers l'avant de trois à cinq pas supplémentaires (pour qu'elle soit plus proche de l'objet distant).
  • Asseyez-vous à nouveau dans chaque Hula-Hoop et voyez avec quel nombre sur l'étalon l'objet distant semble s'aligner maintenant. Si vous utilisez une feuille de papier brouillon, notez vos résultats. Voyez-vous une différence dans l'endroit où l'objet distant semble s'aligner sur l'étalon par rapport au moment où la table était plus proche de vous ?
  • Répétez ce processus au moins trois fois de plus (chaque fois en déplaçant la table un peu plus près de l'objet distant, puis en regardant comment l'objet distant s'aligne sur l'aune à partir de vos points de vue Hula-Hoop). Comment l'alignement de l'objet distant sur le critère semble-t-il changer lorsque l'objet proche (la table avec le critère) se rapproche de plus en plus de l'objet distant ?
  • Si vous avez utilisé une feuille de papier brouillon pour enregistrer vos résultats, vous pouvez soustraire le nombre dans une colonne de l'autre et écrire votre résultat dans la colonne "Différence" pour chaque distance que vous avez testée. Voyez-vous une relation entre la distance (entre les points d'observation et l'objet proche) et la différence dans les mesures que vous avez prises des perspectives gauche et droite ?
  • Que pensez-vous que vos résultats vous disent sur la façon dont les astronomes utilisent la parallaxe pour mesurer à quelle distance se trouve une étoile relativement proche ?
  • Supplémentaire: Dans cette activité, vous avez déplacé l'objet proche (la table avec la pierre, l'étalon et l'élastique) à différentes distances des points d'observation (les Hula-Hoops). Un autre facteur pour mesurer la parallaxe est la distance entre deux points d'observation. Pouvez-vous penser à une activité similaire que vous pourriez faire pour tester cette variable ? Comment la distance entre les points d'observation affecte-t-elle la parallaxe ?
  • Supplémentaire: Si vous observez votre constellation préférée pendant plusieurs nuits, vous remarquerez que les étoiles se déplacent en groupe. Comparez le mouvement de la constellation à des objets plus proches, comme la lune ou une planète. Quels objets se déplacent plus rapidement ? Pouvez-vous faire la différence entre les planètes et les étoiles en utilisant cette méthode ?
  • Supplémentaire: La parallaxe est similaire au processus utilisé par notre cerveau pour calculer la perception de la profondeur. Intuitivement, vous savez quels objets sont proches et lesquels sont éloignés. Vous pouvez essayer de tester la perception de la profondeur en comparant la vision binoculaire et la vision monoculaire. Comment chacun affecte-t-il la perception de la profondeur ?


Observations et résultats
Au fur et à mesure que l'objet proche s'éloignait des points d'observation, le mouvement apparent de l'objet diminuait-il (tel que mesuré à partir des points d'observation gauche et droit) ?

Lorsqu'un objet relativement éloigné est vu de deux points différents, il semble se déplacer moins par rapport à un objet relativement proche. De même, dans cette activité, vous auriez dû voir que lorsque l'"objet proche" (la table avec la pierre, l'étalon et l'élastique dessus) se rapprochait de "l'objet éloigné" (l'arbre, le poteau lumineux, etc.), il semblait bouger moins ( lorsque vous avez comparé sa position apparente entre les "points d'observation" de gauche et de droite à l'intérieur des Hula-Hoops). Il aurait peut-être été difficile de faire la différence pour les deux premières mesures, mais la relation aurait dû devenir plus claire après ce point.

Parce que le mouvement apparent d'un objet (la parallaxe) dépend de la distance entre l'objet et les points d'observation, les astronomes peuvent déterminer à quelle distance se trouvent les étoiles relativement proches. Cela se fait en regardant le mouvement apparent d'une étoile proche par rapport aux étoiles distantes lorsqu'elles sont toutes vues depuis différents points d'observation (c'est-à-dire depuis différents points de l'orbite terrestre autour du soleil).

Plus à explorer
Une parallaxe déroutante, de Science Buddies
Parallaxe, de KidsAstronomy.com
Parallax&mdashAstronomie grecque pour les enfants, de l'histoire pour les enfants
Parallaxe, de StarChild

Cette activité vous est proposée en partenariat avec Science Buddies


ESA Science & Technology - Une histoire de l'astrométrie - Partie II<br>Le télescope lance la course à la mesure des distances stellaires

Le XVIIe siècle a vu une révolution dans l'astronomie. L'invention du télescope et la reconnaissance du système héliocentrique ont déclenché une course parmi les astronomes pour mesurer la parallaxe des étoiles - le déplacement annuel des positions stellaires dû au mouvement de la Terre autour du Soleil. À la fin des années 1830, ces mesures ont permis aux astronomes de déterminer pour la première fois les distances d'une poignée d'étoiles. À partir des années 1850, l'application de la photographie aux observations astronomiques a transformé la pratique de la cartographie du ciel, permettant la compilation de catalogues de plus en plus grands de positions et de distances stellaires.
Première représentation d'un télescope hollandais, de l'ouvrage "Emblemata of zinne-werck" (Middelbourg, 1624)
Télescope Galileo&aposs. Crédit : © Institut et musée d'histoire des sciences/Franca Principe.

C'était une époque d'exploration et de découverte en Europe. Tandis que les marins et les marchands partaient traverser les océans et cartographier le globe, les scientifiques se lançaient dans leur propre voyage passionnant : sonder l'infiniment grand et l'invisible minuscule. Ces recherches sont devenues possibles au tournant du XVIIe siècle avec l'invention du télescope et du microscope, tous deux attribués aux fabricants de lentilles néerlandais.

Résoudre la question héliocentrique

Peu de temps après l'invention du télescope, l'astronome italien Galileo Galilei a construit sa propre version et a été le premier à observer le ciel avec un œil « amélioré » en 1609. Cela a inauguré une nouvelle ère dans l'astronomie d'observation et a favorisé le développement de la science expérimentale moderne. Le télescope a permis aux astronomes de rassembler de nombreuses preuves pour tester la vision héliocentrique de l'Univers qui avait été proposée quelques décennies plus tôt par l'astronome polonais Nicolaus Copernicus.

Les observations faites par Galilée ouvriraient la voie à des découvertes fondamentales. Avec les lois du mouvement planétaire formulées par l'astronome allemand Johannes Kepler, les travaux de Galilée ont jeté les bases de la théorie de la gravitation universelle. Cette théorie, développée par le physicien et mathématicien anglais Isaac Newton, et publiée en 1687, a levé tout doute persistant que la Terre tourne autour du Soleil.

La vue parallaxe

La disponibilité d'instruments améliorés et l'acceptation du système héliocentrique ont donné aux astronomes une motivation renouvelée pour rechercher la parallaxe stellaire, un effet naturel du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. La parallaxe est un mouvement apparent d'un objet au premier plan par rapport à son arrière-plan en raison d'un changement dans la position de l'observateur. Les astronomes pensaient que l'orbite de la Terre fournirait une base de référence assez longue pour détecter les parallaxes stellaires et exploiter ces mesures pour déterminer la distance aux étoiles.

Nouveaux catalogues

L'astronomie n'était pas seulement pour le plaisir ou la curiosité : l'expansion de la navigation maritime exigeait des cartes précises du ciel. Ce problème a poussé les gouvernements de certains États européens à soutenir et à financer les premiers grands observatoires astronomiques.

L'Observatoire de Paris. Crédit : Julia Kostelnyk (d'après une peinture originale)

Deux grands instituts qui feraient avancer la cartographie du ciel ont été créés à la fin du XVIIe siècle : l'Observatoire de Paris et l'Observatoire royal de Greenwich. À l'observatoire royal de Greenwich à Londres, l'astronome anglais John Flamsteed a compilé le premier catalogue stellaire à l'aide d'un télescope. Publié en 1725, le catalogue Flamsteed&aposs répertoriait les positions de près de 3000 étoiles avec une précision de 10 à 20 secondes d'arc : il s'agissait d'une nette amélioration par rapport à celle compilée deux siècles plus tôt par l'astronome danois Tycho Brahe.

Several decades later, in 1801, the French astronomer Jérome Lalande from the Paris Observatory would publish an even greater catalogue of 50 000 stars and a precision of around three arc seconds.

But the parallax of stars remained stubbornly undetected. The failure of astronomers to measure stellar parallaxes corroborated one of Newton&aposs beliefs – that stars lie at enormous distances from us. However, astronomers were having some success in grasping cosmic scales by measuring distances within the Solar System.

Measuring the Solar System

In 1672, the Italian/French astronomer Giovanni Cassini estimated the distance between Mars and Earth. As director of the Paris Observatory, Cassini observed Mars from Paris while a colleague of his, French astronomer Jean Richer, performed the same measurement from Cayenne, in French Guiana. Comparing these simultaneous measurements, they estimated the parallax of Mars and used basic trigonometry to infer its distance, with the resulting value being within about seven per cent of the modern value. These measurements provided the first robust estimate of the size of the Solar System, which was 20 times larger than the first value guessed by Ancient Greek astronomers almost 2000 years before.

The June 2012 Venus transit. Credit: ESA

A similar experiment, proposed in 1716 by English astronomer Edmond Halley, suggested exploiting the transit of Venus across the Sun to determine the size of the Solar System. Halley didn&apost live long enough to take the measurements himself, but his idea inspired one of the largest international scientific enterprises accomplished up to that time. Several astronomers travelled to many different locations on the globe – including the Polynesian island of Tahiti and the Cape of Good Hope in South Africa – to observe the Venus transits of 1761 and 1769. From the combined analysis of these data, Jérome Lalande deduced the first robust estimate of the distance between Earth and the Sun. This estimate, published in 1771, was only a few per cent above the modern value of 149򠖗򠡰.700 km.

Halley was also the first to discover that stars are not fixed but are actually moving through space. He realised this in 1718 whilst comparing the positions of stars from contemporary catalogues with those recorded in Ptolemy&aposs Almagest – a second century astronomical work that includes a catalogue of stellar positions commonly attributed to the Greek astronomer Hipparchus almost 2000 years earlier. Halley noticed that the position of some bright stars in the sky had changed substantially, and explained these displacements in terms of what is known as proper motion – the projection of a star&aposs velocity in the plane of the sky.

Conquering parallax

Even more precise telescopes were being developed in the early nineteenth century, but in spite of the great technical progress, astronomers had not yet succeeded in measuring the parallax of stars. An interesting by-product of this search was the discovery of the aberration of light, credited to English astronomer James Bradley in 1725. This phenomenon, caused by the motion of Earth through space, results in an apparent motion of astronomical sources on the sky, which appear slightly displaced towards the direction of Earth&aposs motion.

As the search for stellar parallaxes continued, the German astronomer Wilhelm Struve, who worked at Dorpat in Russia (now Tartu, Estonia), developed a criterion to make it simpler. He suggested focusing on stars that, on the basis of indirect clues such as their apparent brightness or proper motion, were likely to be located at relatively small distances. He contended that, if these stars were nearby, they must display a larger parallax that would be easier to detect.

Struve would go on to successfully measure the parallax of a star, but he is not regarded as the first to publish it. That honour went to his countryman, Friedrich Bessel. An astronomer and mathematician, Bessel was the first to publish a reliable measurement of parallax, in 1838. He detected an annual shift in the position of the star 61 Cygni amounting to 0.314 arc seconds, placing the star at a distance of about 10 light-years. Nowadays, 61 Cygni is known to be a binary star system, with parallax values of 0.287 and 0.286 arc seconds for the two stars.

Bessel used a special type of telescope, the heliometer, manufactured by the German physicist and lens maker Joseph Fraunhofer.

Heliometer design. Image courtesy of Specula astronomica minima (©Specula astronomica minima)

Originally developed to observe the Sun and measure its angular diameter, the heliometer consists of a lens cut in half: the two halves can slide with respect to one another, producing two images of the same source whose separation can be adjusted by turning a thumbscrew. This enabled Bessel to quantify minute differences in the relative positions of stars, eventually leading to his measurement of 61 Cygni&aposs parallax.

Struve had only been narrowly beaten. While his early data on the parallax of the star Vega published in 1837 were not considered highly reliable, he continued his observations and in 1840 published a new measurement of 0.261 arc seconds. His value was twice that of the modern value of 0.130 arc seconds (corresponding to a distance of about 26 light-years) measured by ESA&aposs Hipparcos mission. Struve also used a refracting telescope manufactured by Fraunhofer, and employed two parallel and fine wires to track nearby stars in the same field.

But there is another astronomer who could lay claim to the title of first to measure parallax. English astronomer Thomas Henderson, who surveyed the southern sky at the Cape of Good Hope in South Africa, conducted his measurements in the early 1830s, but only published the results in 1839. He reported a parallax of one arc second for the star Alpha Centauri. Now known to be a binary system, the best current estimates of the parallaxes of the two stars are 0.755 and 0.797 arc seconds. At a distance just over four light-years, the binary system of Alpha Centauri, along with the companion Proxima Centauri, are the nearest stars to the Sun.

The measurements were a triumph. Knowledge of astronomical distances allowed astronomers to calibrate their observations and to estimate physical parameters of stars, such as their luminosity and size, for the first time. The true immensity of the cosmos was finally becoming apparent and the next great development in the measurement of stellar positions was on the way.

Photography

The invention of photography revolutionised the practice of astronomy. The first photographs of the Moon and Sun appeared in the 1840s and the first photographic image of a star – Vega – was obtained by American astronomers William Cranch Bond and John Adams Whipple in 1850.

Now astronomers could directly capture a map of the sky on a photographic plate rather than looking through a telescope and transcribing their observations. This produced stellar catalogues that were much larger and more precise than had ever been possible.

In 1901, Dutch astronomer Jacobus Kapteyn used photographic observations to assemble a catalogue with the position and distances (obtained from parallax) of 58 stars the catalogue grew rapidly to comprise 365 stars by 1910. At this time, other astronomers were performing even larger photographic surveys, among them the famous Carte du Ciel, reporting the positions of millions of stars, although with less precision.

Many more stellar surveys based on photographic observations, often taken with wide angle dedicated Schmidt telescopes based in both hemispheres, were assembled throughout the twentieth century, providing an ever more precise map of the entire sky. These remarkable data sets are the outcome of astrometry&aposs long history, which had begun thousands of years earlier and made a phenomenal surge in the nineteenth century. As the twentieth century dawned, the measurement of stellar distances laid the foundations for even greater discoveries to come, ranging from the structure and nature of our Galaxy, the Milky Way, to the origin and evolution of the entire Universe.


Twin Stars Simplify Distance Measurements

By: Shannon Hall September 10, 2015 3

Recevez des articles comme celui-ci dans votre boîte de réception

A new technique that relies on identifying stellar twins yields a novel way to measure distances to the stars.

Astronomers can use two "twin stars" to correctly estimate their distances.
Carolina Jofré

Paula Jofré was roughly 39,000 feet above the Atlantic Ocean when she had an idea. In between bouts of turbulence, she pondered a question her colleagues had posed earlier: What could they learn from nearby stars with identical spectra? Jofré’s revelation answered the question simply: their distances.

Stars with identical spectra will have other identical characteristics, like their brightnesses — which is a tell-tale sign of their distances.

The idea relies on an age-old relation and was so simple that when she rushed home, she expected to find it within one of her textbooks. But when she couldn’t find it referenced anywhere, she ran a quick test and proved that her theory would work. “The day after I went to Gerry Gilmore, my boss in Cambridge, and told him the story,” recalls Jofré. “He just said, ‘Beautiful! You made my day.’”

Two months after that fateful flight, Jofré and her colleagues published a new method of measuring the distances to stars that had previously been too far away to assess reliably. The article appeared in the Avis mensuels de la Royal Astronomical Society on August 25, 2015.

Cosmic Rulers to the Stars

By the 1600s, astronomers understood that light obeyed the “inverse-square law.” If two stars have the same absolute brightness, but one is twice as far away, it appears one-fourth as bright as the nearby one. So relative distances are easy to measure, but the problem is determining the closer star’s distance in the first place.

The most accurate “cosmic yardstick” used today doesn’t rely on a star’s intrinsic brightness but rather its parallax — the tiny back-and-forth motion that it makes with respect to background stars as Earth loops around the Sun. The closer the star is to Earth, the more pronounced its shift. So this method can only be applied to stars in our immediate neighborhood, because for very distant stars the shift is too tiny to measure reliably. The Gaia satellite, which launched in December 2013, will be able to measure a star’s parallax 10 times better than before. It will also chart 1 billion stars. But that colossal number is only 1% of the stars in the Milky Way Galaxy.

For more distant stars, astronomers have to rely on models based on a star’s temperature, surface gravity, or chemical composition. Astronomers might watch stars that vary in brightness or wait for stars to explode. These characteristics hint at a star’s absolute magnitude and allow astronomers to roughly determine its distance.

But these indirect methods can lead to fuzzy results, so astronomers are always on the hunt for new, more precise methods.

A New Cosmic Ruler: Stellar Twins

Jofré’s method looks at stellar twins. Although these stars come from different stellar nurseries (in fact, they might be hundreds of light-years away from each other), their identical spectra imply identical luminosities. Then, if the nearer star’s distance is known via parallax measurements, the inverse-square law makes quick work of determining how much farther it is to the more distant twin.

“It's an exceptionally simple yet powerful idea,” says co-author Andrew Casey (University of Cambridge).

In just two months, Jofré and her colleagues analyzed 536 stable, Sun-like stars for which high-resolution spectra were available. She and co-author Thomas Mädler (University of Cambridge, UK) worked almost every evening when their children were finally tucked into bed. “I would come to work exhausted,” Jofré says, “but excited to talk to [my colleagues] about the progress.”

Within those 536 stars, the researchers found 175 pairs of spectroscopic twins. And for each set of twins, one star had a reliable parallax measurement. With that in hand, they could easily calculate the distance to the other with the inverse-square method.

Their technique showed just a 7.5% difference with known parallax measurements, which in turn have an uncertainty of about 3.5%. So their method might not be quite as accurate, but the uncertainty doesn’t increase for more distant stars — a nagging problem with parallax-based determinations.

“Most of what we know about astrophysics is limited by our inability to accurately measure stellar distances,” says Casey. The size of the galaxy, the size of the universe, and the acceleration of the universe all hinge on accurately measuring distances. “That's why the billion-dollar Gaia mission was launched: to map out the positions of a billion stars in the Milky Way,” continues Casey. “But Gaia can't solve everything.”

Most Milky Way stars lie beyond Gaia's reach, and in a few years Gaia will stop running completely. “In the long-term future, other distance methods will be needed again,” says Jofré.

P. Jofré et al. “Climbing the Cosmic Ladder with Stellar Twins.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. August 25, 2015.


Voir la vidéo: KEZAKO: Comment mesure-t-on les distances dans lUnivers? (Juillet 2021).