Astronomie

Comment améliorer la précision de la distance d'une étoile

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Lorsque j'utilise le catalogue d'étoiles Gaia, les valeurs de parallaxe ont souvent de grandes incertitudes qui, par conséquent, conduisent à une grande incertitude pour les distances aux étoiles.

Si vous vous intéressiez à la distance d'une étoile en particulier et que l'argent n'était pas un problème (c'est-à-dire que vous pouviez gagner du temps sur n'importe quel instrument) - quelle serait la meilleure chose à faire pour améliorer la précision de la distance de l'étoile ?


Vous devrez payer beaucoup plus cher que d'acheter du temps sur des instruments existants. Vous auriez à payer pour la construction d'instruments neufs et très coûteux

Vous pourriez payer pour que des copies du vaisseau spatial Gaia soient construites et envoyées en orbite autour des planètes géantes de notre système solaire et/ou à leurs positions L4 et L5. Ainsi, deux ou plusieurs de ces observatoires pourraient étudier la même étoile en même temps avec une ligne de base entre eux des dizaines de fois supérieure à la ligne de base résultant de l'orbite de la Terre autour du Soleil. Ainsi, les parallaxes et les distances devraient être des dizaines de fois plus précises.

Et si vous payez pour le développement d'instruments plus précis que ceux de Gaia, vous pouvez augmenter encore plus l'exactitude et la précision des parallaxes et des distances.

Et vous pourriez payer pour que plusieurs de ces observatoires soient envoyés hors du système solaire dans différentes directions afin qu'ils soient finalement séparés par des distances encore plus grandes que les planètes extérieures, rendant ainsi leurs mesures de parallaxe et de distance encore plus précises.


Hubble effectue la première mesure précise de distance à l'ancien amas d'étoiles globulaires

Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble de la NASA ont pour la première fois mesuré avec précision la distance à l'un des objets les plus anciens de l'univers, une collection d'étoiles nées peu après le Big Bang.

Ce nouveau critère de distance affiné fournit une estimation indépendante de l'âge de l'univers. La nouvelle mesure aidera également les astronomes à améliorer les modèles d'évolution stellaire. Les amas d'étoiles sont l'ingrédient clé des modèles stellaires car les étoiles de chaque groupe sont à la même distance, ont le même âge et ont la même composition chimique. Ils constituent donc une seule population stellaire à étudier.

Cet assemblage stellaire, un amas d'étoiles globulaire appelé NGC 6397, est l'un des amas les plus proches de la Terre. La nouvelle mesure définit la distance de l'amas à 7 800 années-lumière, avec une marge d'erreur de seulement 3 %.

Jusqu'à présent, les astronomes ont estimé les distances aux amas globulaires de notre galaxie en comparant les luminosités et les couleurs des étoiles à des modèles théoriques, et aux luminosités et couleurs d'étoiles similaires dans le voisinage solaire. Mais la précision de ces estimations varie, avec des incertitudes oscillant entre 10 et 20 %.

Cependant, la nouvelle mesure utilise une trigonométrie simple, la même méthode utilisée par les géomètres, et aussi ancienne que la science grecque antique. En utilisant une nouvelle technique d'observation pour mesurer des angles extraordinairement petits sur le ciel, les astronomes ont réussi à étirer l'étalon de Hubble à l'extérieur du disque de notre galaxie de la Voie lactée.

L'équipe de recherche a calculé l'âge de NGC 6397 à 13,4 milliards d'années. "Les amas globulaires sont si vieux que si leurs âges et distances déduits des modèles sont légèrement décalés, ils semblent être plus vieux que l'âge de l'univers", a déclaré Tom Brown du Space Telescope Science Institute (STScI) à Baltimore. , Maryland, chef de l'étude Hubble.

Des distances précises aux amas globulaires sont utilisées comme références dans les modèles stellaires pour étudier les caractéristiques des populations stellaires jeunes et âgées. "Tout modèle qui est d'accord avec les mesures vous donne plus de confiance dans l'application de ce modèle à des étoiles plus éloignées", a déclaré Brown. "Les amas d'étoiles à proximité servent d'ancres pour les modèles stellaires. Jusqu'à présent, nous n'avions que des distances précises par rapport aux amas ouverts beaucoup plus jeunes à l'intérieur de notre galaxie, car ils sont plus proches de la Terre."

En revanche, environ 150 amas globulaires orbitent à l'extérieur du disque étoilé relativement plus jeune de notre galaxie. Ces essaims sphériques et denses de centaines de milliers d'étoiles sont les premiers colons de la Voie lactée.

Les astronomes de Hubble ont utilisé la parallaxe trigonométrique pour déterminer la distance de l'amas. Cette technique mesure le petit décalage apparent de la position d'un objet en raison d'un changement de point de vue d'un observateur. Hubble a mesuré la minuscule oscillation apparente des étoiles de l'amas due au mouvement de la Terre autour du Soleil.

Pour obtenir la distance précise jusqu'à NGC 6397, l'équipe de Brown a utilisé une méthode intelligente développée par les astronomes Adam Riess, lauréat du prix Nobel, et Stefano Casertano du STScI et de l'Université Johns Hopkins, également à Baltimore, pour mesurer avec précision les distances aux étoiles pulsantes appelées Cepheid variables. Ces étoiles pulsantes servent de marqueurs de distance fiables aux astronomes pour calculer un taux d'expansion précis de l'univers.

Avec cette technique, appelée « balayage spatial », la caméra à champ large 3 de Hubble a mesuré la parallaxe de 40 étoiles de l'amas NGC 6397, en effectuant des mesures tous les six mois pendant deux ans. Les chercheurs ont ensuite combiné les résultats pour obtenir la mesure précise de la distance. "Parce que nous regardons un tas d'étoiles, nous pouvons obtenir une meilleure mesure que de simplement regarder les étoiles variables individuelles des Céphéides", a déclaré Casertano, membre de l'équipe.

Les minuscules oscillations de ces amas d'étoiles n'étaient que de 1/100e de pixel sur la caméra du télescope, mesurées avec une précision de 1/3000e de pixel. C'est l'équivalent de mesurer la taille d'un pneu automobile sur la lune avec une précision d'un pouce.

Les chercheurs disent qu'ils pourraient atteindre une précision de 1% s'ils combinaient la mesure de distance Hubble de NGC 6397 avec les prochains résultats obtenus de l'observatoire spatial Gaia de l'Agence spatiale européenne, qui mesure les positions et les distances des étoiles avec une précision sans précédent. La publication des données pour le deuxième lot d'étoiles de l'enquête a lieu fin avril. "Atteindre une précision de 1% clouera cette mesure de distance pour toujours", a déclaré Brown.

Les résultats de l'équipe ont été publiés dans le numéro du 20 mars 2018 de The Astrophysical Journal Letters.

L'équipe de recherche est composée de T. Brown, S. Casertano et D. Soderblom (STScI) J. Strader (MSU) A. Riess et J. Kalirai (STScI, JHU) D. VandenBerg (UVic) et R. Salinas (Gemini ).


Étoiles variables

Avant que les astronomes puissent mesurer les distances par rapport à d'autres galaxies, ils devaient d'abord établir l'échelle des distances cosmiques à l'aide d'objets de notre propre galaxie. Nous avons décrit la chaîne de ces méthodes de distance dans Distances célestes (et nous vous recommandons de revoir ce chapitre si cela fait longtemps que vous ne l'avez pas lu). Les astronomes ont été particulièrement ravis lorsqu'ils ont découvert qu'ils pouvaient mesurer des distances en utilisant certains types de lumière intrinsèquement lumineuse. étoiles variables, comme les céphéides, que l'on peut voir à de très grandes distances (Figure 1).

Après que les variables des galaxies voisines aient été utilisées pour effectuer des mesures de distance pendant quelques décennies, Walter Baade a montré qu'il existait en fait deux sortes de céphéides et que les astronomes les avaient involontairement mélangées. En conséquence, au début des années 1950, les distances à toutes les galaxies ont dû être augmentées d'environ un facteur de deux. Nous mentionnons cela parce que nous voulons que vous gardiez à l'esprit, pendant que vous poursuivez votre lecture, que la science est toujours une étude en cours. Nos premières tentatives dans des enquêtes aussi difficiles sont toujours sujettes à une révision future à mesure que nos techniques deviennent plus fiables.

La quantité de travail nécessaire pour trouver des céphéides et mesurer leurs périodes peut être énorme. Hubble, par exemple, a obtenu 350 photographies à longue exposition de la galaxie d'Andromède sur une période de 18 ans et n'a pu identifier que 40 céphéides. Même si les céphéides sont des étoiles assez lumineuses, elles ne peuvent être détectées que dans environ 30 des galaxies les plus proches avec les plus grands télescopes au sol du monde.

Comme mentionné dans Distances célestes, l'un des principaux projets menés au cours des premières années de fonctionnement du télescope spatial Hubble était la mesure des céphéides dans des galaxies plus éloignées pour améliorer la précision de l'échelle de distance extragalactique. Récemment, des astronomes travaillant avec le télescope spatial Hubble ont étendu ces mesures à 108 millions d'années-lumière, un triomphe de la technologie et de la détermination.

Figure 1 : Étoile variable céphéide. En 1994, à l'aide du télescope spatial Hubble, les astronomes ont pu distinguer une étoile variable céphéide individuelle dans la galaxie M100 et mesurer sa distance à 56 millions d'années-lumière. Les encarts montrent l'étoile sur trois nuits différentes, vous pouvez voir que sa luminosité est en effet variable. (crédit : modification des travaux de Wendy L. Freedman, Observatoires de la Carnegie Institution of Washington, et NASA/ESA)

Néanmoins, nous ne pouvons utiliser les céphéides que pour mesurer les distances à l'intérieur d'une petite fraction de l'univers des galaxies. Après tout, pour utiliser cette méthode, nous devons être capables de résoudre des étoiles simples et de suivre leurs subtiles variations. Au-delà d'une certaine distance, même nos meilleurs télescopes spatiaux ne peuvent pas nous y aider. Heureusement, il existe d'autres moyens de mesurer les distances aux galaxies.


Hubble effectue la première mesure précise de distance à un ancien amas d'étoiles globulaires

Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble de la NASA ont pour la première fois mesuré avec précision la distance à l'un des objets les plus anciens de l'univers, une collection d'étoiles nées peu de temps après le big bang.

Ce nouveau critère de distance affiné fournit une estimation indépendante de l'âge de l'univers. La nouvelle mesure aidera également les astronomes à améliorer les modèles d'évolution stellaire. Les amas d'étoiles sont l'ingrédient clé des modèles stellaires car les étoiles de chaque groupe sont à la même distance, ont le même âge et ont la même composition chimique. Ils constituent donc une seule population stellaire à étudier.

Cet assemblage stellaire, un amas d'étoiles globulaire appelé NGC 6397, est l'un des amas les plus proches de la Terre. La nouvelle mesure définit la distance de l'amas à 7 800 années-lumière, avec une marge d'erreur de seulement 3 %.

Jusqu'à présent, les astronomes ont estimé les distances aux amas globulaires de notre galaxie en comparant les luminosités et les couleurs des étoiles à des modèles théoriques, et aux luminosités et couleurs d'étoiles similaires dans le voisinage solaire. Mais la précision de ces estimations varie, avec des incertitudes oscillant entre 10 et 20 %.

Cependant, la nouvelle mesure utilise une trigonométrie simple, la même méthode utilisée par les géomètres, et aussi ancienne que la science grecque antique. En utilisant une nouvelle technique d'observation pour mesurer des angles extraordinairement petits sur le ciel, les astronomes ont réussi à étirer l'étalon de Hubble à l'extérieur du disque de notre galaxie de la Voie lactée.

L'équipe de recherche a calculé l'âge de NGC 6397 à 13,4 milliards d'années. "Les amas globulaires sont si vieux que si leurs âges et distances déduits des modèles sont légèrement décalés, ils semblent être plus vieux que l'âge de l'univers", a déclaré Tom Brown du Space Telescope Science Institute (STScI) à Baltimore. , Maryland, chef de l'étude Hubble.

Des distances précises aux amas globulaires sont utilisées comme références dans les modèles stellaires pour étudier les caractéristiques des populations stellaires jeunes et âgées. "Tout modèle qui est d'accord avec les mesures vous donne plus de confiance dans l'application de ce modèle à des étoiles plus éloignées", a déclaré Brown. "Les amas d'étoiles à proximité servent d'ancres pour les modèles stellaires. Jusqu'à présent, nous n'avions que des distances précises par rapport aux amas ouverts beaucoup plus jeunes à l'intérieur de notre galaxie, car ils sont plus proches de la Terre."

En revanche, environ 150 amas globulaires orbitent à l'extérieur du disque étoilé relativement plus jeune de notre galaxie. Ces essaims sphériques et denses de centaines de milliers d'étoiles sont les premiers colons de la Voie lactée.

Les astronomes de Hubble ont utilisé la parallaxe trigonométrique pour déterminer la distance de l'amas. Cette technique mesure le petit décalage apparent de la position d'un objet en raison d'un changement de point de vue d'un observateur. Hubble a mesuré la minuscule oscillation apparente des étoiles de l'amas due au mouvement de la Terre autour du Soleil.

Pour obtenir la distance précise jusqu'à NGC 6397, l'équipe de Brown a utilisé une méthode intelligente développée par les astronomes Adam Riess, lauréat du prix Nobel, et Stefano Casertano du STScI et de l'Université Johns Hopkins, également à Baltimore, pour mesurer avec précision les distances aux étoiles pulsantes appelées variables céphéides. . Ces étoiles pulsantes servent de marqueurs de distance fiables aux astronomes pour calculer un taux d'expansion précis de l'univers.

Avec cette technique, appelée « balayage spatial », la caméra à champ large 3 de Hubble a mesuré la parallaxe de 40 étoiles de l'amas NGC 6397, en effectuant des mesures tous les 6 mois pendant 2 ans. Les chercheurs ont ensuite combiné les résultats pour obtenir la mesure précise de la distance. "Parce que nous regardons un tas d'étoiles, nous pouvons obtenir une meilleure mesure que de simplement regarder les étoiles variables individuelles des Céphéides", a déclaré Casertano, membre de l'équipe.

Les minuscules oscillations de ces amas d'étoiles n'étaient que de 1/100e de pixel sur la caméra du télescope, mesurées avec une précision de 1/3000e de pixel. C'est l'équivalent de mesurer la taille d'un pneu automobile sur la lune avec une précision d'un pouce.

Les chercheurs disent qu'ils pourraient atteindre une précision de 1% s'ils combinaient la mesure de distance Hubble de NGC 6397 avec les résultats à venir obtenus de l'observatoire spatial Gaia de l'Agence spatiale européenne, qui mesure les positions et les distances des étoiles avec une précision sans précédent. La publication des données pour le deuxième lot d'étoiles de l'enquête a lieu fin avril. "Atteindre une précision de 1% va clouer cette mesure de distance pour toujours", a déclaré Brown.


Les astronomes améliorent le « étalon cosmique » en mesurant la distance à l'étoile en Gémeaux avec l'interféromètre Palomar Testbed

Les chercheurs utilisant l'interféromètre du banc d'essai de l'observatoire de Palomar ont obtenu la meilleure mesure de distance jamais réalisée par rapport à un type d'étoile connu sous le nom de variable céphéide. Les nouveaux résultats améliorent l'"étalon cosmique" utilisé pour déduire la taille et l'âge de l'univers.

Dans le numéro du 28 septembre de la revue britannique Nature, un groupe d'astronomes du California Institute of Technology, du Jet Propulsion Laboratory et du Infrared Processing and Analysis Center annoncent que la distance à l'étoile Zeta Geminorum dans la constellation des Gémeaux est de 1 100 lumière. années. Le degré de précision de la mesure est d'environ 13%, ce qui signifie que l'étoile pourrait être aussi proche que 960 ou aussi loin que 1 240 années-lumière. Cela représente une amélioration d'un facteur trois par rapport aux mesures précédentes.

L'amélioration est due à l'utilisation de l'interféromètre Palomar Testbed, dont l'ingénieur du JPL, Mark Colavita, est le chercheur principal et le concepteur de code. "Cela a été un peu un Saint Graal dans le domaine", déclare Benjamin Lane, étudiant diplômé du programme de sciences planétaires de Caltech et auteur principal de l'étude. "La mesure de distances précises aux Céphéides est largement considérée comme une limitation principale dans la détermination de la constante de Hubble."

Les variables céphéides ont été pendant plusieurs décennies un maillon important dans la chaîne de mesures qui permettent aux astronomes d'estimer les distances aux objets les plus éloignés de l'univers et en fin de compte, la taille globale et le taux d'expansion de l'univers lui-même.

Les variables céphéides sont des étoiles qui ont des relations très prévisibles entre leur luminosité absolue et la fréquence à laquelle elles s'illuminent. Une céphéide est utile pour mesurer les distances car, si l'on sait à quel point l'étoile est vraiment brillante, alors c'est une tâche simple de mesurer à quel point elle apparaît sur Terre, puis de calculer la distance.

Une bonne analogie est une ampoule qui brille à une distance inconnue. Si nous sommes certains que seules des ampoules de 100 watts éclairent une fois par jour et que nous observons que la lumière éclaire effectivement une fois par jour, alors nous pouvons calculer sa distance en mesurant la luminosité de la lumière qui nous parvient et en la comparant à la luminosité absolue connue. d'une ampoule de 100 watts.

"Zeta Geminorum est connu pour devenir de plus en plus gros et plus petit", explique Lane. "Nous le savions déjà parce que nous pouvons voir l'effet Doppler." En d'autres termes, les astronomes peuvent mesurer une légère différence de lumière provenant de l'étoile parce que la surface de l'étoile se déplace vers nous et s'éloigne de nous lorsque l'étoile se dilate et se contracte.

Dans l'étude Nature, les chercheurs associent ces informations à de nouvelles données collectées avec l'interféromètre Palomar Testbed. L'interféromètre combine les images de deux miroirs de télescope de 16 pouces de manière à ce que les images soient aussi nettes qu'elles le seraient si le miroir du télescope avait un diamètre de 360 ​​pieds.

Les données de l'interféromètre ont montré que Zeta Geminorum a subi un changement de taille angulaire d'environ cinq cent millionièmes de degré au cours de son cycle de 10 jours. "C'est à peu près la taille d'un ballon de basket sur la Lune, vu de la Terre", explique Colavita.

D'après les mesures Doppler précédentes, les chercheurs savaient déjà que le changement de diamètre de l'étoile était d'environ 4,2 millions de kilomètres. En combinant ces informations avec le changement de taille angulaire nouvellement mesuré, ils ont pu déduire la distance jusqu'à la Céphéide.

La mesure directe de la distance à Zeta Geminorum montre que la technique de base fonctionne, dit Lane. "En tant qu'étudiant diplômé, il a été passionnant d'être à la pointe de ce domaine."

L'interféromètre Palomar Testbed a été conçu et construit par une équipe de chercheurs du Jet Propulsion Laboratory de Pasadena dirigée par Colavita et Michael Shao. Financé par la NASA, l'interféromètre est situé à l'observatoire Palomar près du télescope Hale historique de 200 pouces.

L'appareil est conçu comme un banc d'essai d'ingénierie pour l'interféromètre qui reliera bientôt les télescopes Keck de 10 mètres au sommet du Mauna Kea à Hawaï.

L'interféromètre de Keck a été financé pour trouver et étudier les planètes extrasolaires. La Marine et la NSF financent également le développement d'interféromètres pour l'astrométrie et l'astronomie stellaire.

"La précision actuelle est une amélioration significative par rapport aux déterminations précédentes, mais nous prévoyons d'atteindre des mesures de distance au niveau de quelques pour cent dans un proche avenir", déclare Shri Kulkarni, professeur d'astronomie et de science planétaire à Caltech et co-auteur de la papier.

En plus de Lane et Kulkarni, les autres auteurs sont Marc Kuchner, un étudiant diplômé de Caltech en astronomie, Andrew Boden du Centre de traitement et d'analyse infrarouge (IPAC), et Michelle Creech-Eakman, chercheuse postdoctorale au JPL.


L'article de Wikipédia sur la résolution angulaire

est une source de nombreux faits utiles pertinents pour la question. Par exemple, il a déjà été établi empiriquement par l'astronome anglais du 19ème siècle W.R. Dawes que la résolution angulaire $ heta$ en secondes d'arc est d'environ $ heta = frac<4.56> $ où $D$ est le diamètre de l'ouverture de l'objectif en pouces. Un résultat similaire peut également être calculé à partir de l'optique ondulatoire. Si vous remplacez $D=11$ pouces, vous voyez que la résolution angulaire est meilleure qu'une seconde d'arc.

Environ une seconde d'arc est la limite que l'on obtient avec de simples télescopes dans l'atmosphère en raison des effets atmosphériques, etc. Ce n'est pas "en toute sécurité plus petit" que 20 secondes d'arc mais c'est toujours 20 fois plus petit.

La résolution angulaire des très bons yeux est en fait estimée à 20 secondes d'arc, de sorte que les personnes ayant les yeux les plus perçants sont marginalement capables de voir l'aberration stellaire à l'œil nu. La résolution angulaire moyenne des yeux sains est environ 3 fois plus faible, 60 secondes d'arc.

En tout cas, il n'y avait aucun problème pour atteindre la résolution souhaitée avec les télescopes du XVIIIe siècle (et même plus anciens). En fait, n'importe quel télescope qui améliore un tout petit peu la résolution des yeux est suffisant. Grands télescopes terrestres à la pointe de la technologie avec optique adaptative

sont capables ou prévus d'aller jusqu'à 0,001 seconde d'arc donc il y a encore eu beaucoup de progrès depuis le 18ème siècle.


Comment améliorer la précision de la distance d'une étoile - Astronomie

L'étoile S2 en orbite autour de la source radio compacte Sgr A* est une sonde de précision du champ gravitationnel autour du trou noir massif le plus proche (candidat). Au cours des 2,7 dernières décennies, nous avons surveillé la vitesse radiale et le mouvement de l'étoile dans le ciel, principalement avec les instruments d'optique adaptative (AO) SINFONI et NACO sur le VLT de l'ESO, et depuis 2017, avec l'instrument de combinaison de faisceaux interférométriques à quatre télescopes GRAVITY. Dans cette lettre, nous rapportons la première détection de la précession de Schwarzschild de la relativité générale (GR) (SP) dans l'orbite de S2. En raison de son orbite très elliptique (e = 0,88), le SP de S2 est principalement un coude entre les directions de mouvement pré- et post-péricentre ≈±1 an autour du passage péricentre, par rapport à l'orbite de Kepler correspondante. La superbe astrométrie 2017-2019 de GRAVITY définit le passage péricentre et la direction sortante. La direction entrante est ancrée par 118 mesures NACO-AO de la position de S2 dans le cadre de référence infrarouge, avec 75 mesures directes supplémentaires de la séparation S2-Sgr A* pendant les états lumineux ("flares") de Sgr A*. Notre modèle à 14 paramètres s'adapte pour la distance, la masse centrale, la position et le mouvement du référentiel de l'astrométrie AO par rapport à la masse, les six paramètres de l'orbite, ainsi qu'un paramètre sans dimension f SP pour le SP (f SP = 0 pour Newton et 1 pour GR). À partir des données jusqu'à fin 2019, nous détectons de manière robuste le SP de S2, δϕ ≈ 12' par période orbitale. À partir de l'ajustement a posteriori et de l'analyse bayésienne MCMC avec différents schémas de pondération et bootstrap, nous trouvons f SP = 1,10 ± 0,19. Les données S2 sont parfaitement cohérentes avec GR. Toute masse étendue à l'intérieur de l'orbite de S2 ne peut pas dépasser ≈ 0,1% de la masse centrale. Toute troisième masse compacte à l'intérieur de la seconde d'arc centrale doit être inférieure à environ 1000 M .


Quartier stellaire

L'approche de Bailer-Jones est simple. Il a assemblé une carte en trois dimensions des étoiles proches et de la façon dont elles se déplacent dans notre voisinage. Ensuite, depuis n'importe quel point de cette région, il devrait être possible de déterminer votre position en mesurant l'angle entre trois paires d'étoiles.

Il est également possible de calculer votre vitesse en mesurant une propriété de chaque étoile appelée son aberration. C'est une sorte d'illusion d'optique qui décale la position d'une étoile pour les observateurs qui se déplacent par rapport à elle.

Les astronomes ont étudié l'aberration des étoiles pendant des siècles. Le phénomène a été découvert parce que le mouvement de la Terre autour du Soleil provoque ce changement apparent. Ainsi, l'aberration de nombreuses étoiles par rapport au système solaire est bien connue.

Bien sûr, l'effet de l'aberration pour un vaisseau spatial ailleurs dans la galaxie est entièrement différent. Mais il peut être déterminé en mesurant tout changement dans l'angle entre les étoiles. « Si nous mesurons les positions de nombreuses étoiles – c'est-à-dire les distances angulaires entre de nombreuses étoiles – alors nous pouvons nous attendre à démêler les effets de la parallaxe et de l'aberration pour déterminer la position 3D et la vitesse 3D de notre vaisseau spatial », explique Bailer-Jones. .

Cette approche a semblé évidente pendant un certain temps, mais Bailer-Jones est allée encore plus loin. « Bien que le concept de navigation interstellaire avec un catalogue d'étoiles ne soit pas nouveau, c'est la première fois, à ma connaissance, qu'il est présenté en détail et testé via des simulations », dit-il.

Dans le passé, ce genre de travail n'était pas possible. C'est parce que les mesures précises de la position et de la vitesse de la plupart des étoiles ne sont disponibles que récemment grâce aux observatoires spatiaux tels que Gaia. Depuis 2013, cette mission de l'Agence spatiale européenne mesure la position et le mouvement d'environ 1 milliard d'étoiles et d'autres corps. Le résultat est une carte des étoiles en 3D de notre quartier local d'une précision sans précédent.

Bailer-Jones a testé son idée en simulant le problème de navigation d'un vaisseau spatial interstellaire. "Les vaisseaux spatiaux interstellaires de première génération seront probablement petits, ils seront donc limités à de petits systèmes de navigation qui ne peuvent observer que des étoiles plus brillantes", souligne-t-il.

Il a créé un catalogue de la position et des vitesses des 100 étoiles les plus brillantes à proximité. Ensuite, il a placé un vaisseau spatial à une position aléatoire sur cette carte et lui a permis de mesurer l'angle entre dix des étoiles qu'il pouvait voir avec la même précision que les suiveurs d'étoiles d'aujourd'hui. Les mesures ont ensuite été analysées pour déterminer la position et la vitesse du vaisseau spatial en trois dimensions. Enfin, il a ensuite répété ce processus pour 100 positions différentes d'engins spatiaux aléatoires et a également fait varier le nombre d'étoiles mesurées.

Le système fonctionne bien. Les résultats deviennent plus précis à mesure que le vaisseau spatial augmente le nombre d'étoiles qu'il mesure. Avec des mesures de 100 étoiles, il est possible de localiser le vaisseau spatial à 150 millions de kilomètres près et de connaître sa vitesse à 0,6 kilomètre par seconde près.


A quelle distance se trouve Deneb ?

Voici le magnifique astérisme du Triangle d'été, maintenant sur le point de revenir dans une vue nocturne pratique pour une autre saison. Un astérisme n'est pas une constellation. C'est juste un groupe d'étoiles reconnaissable. Celui-ci est composé de trois étoiles brillantes dans trois constellations différentes. Remarquez maintenant l'étoile Deneb, l'une des trois étoiles du Triangle d'été. Lorsque vous regardez Deneb, vous regardez à travers une grande distance dans l'espace. La distance exacte à Deneb n'est pas connue avec certitude, mais la distance actuellement acceptée d'environ 2 600 années-lumière. Cela fait de Deneb l'une des étoiles les plus éloignées que nous puissions voir avec l'œil seul.

En fait, il existe différentes estimations de la distance de cette étoile. La réponse est un aperçu du processus scientifique et de la façon dont différents astronomes ou équipes d'astronomes, utilisant des technologies de pointe, essaient d'améliorer ce qui a été appris plus tôt, parfois des années auparavant.

Les astronomes utilisent la méthode de la parallaxe pour trouver les distances par rapport aux étoiles proches. Mais Deneb est trop loin pour des mesures précises de parallaxe depuis la surface de la Terre.

Les estimations de la distance de Deneb ont été obtenues par diverses méthodes, dont certaines impliquaient des modèles théoriques liés à l'évolution des étoiles et d'autres supposaient l'appartenance de Deneb à l'association d'étoiles Cygnus OB7. La mesure à distance moderne la plus importante pour Deneb a eu lieu dans les années 1990, avec la mission d'astrométrie spatiale Hipparcos en orbite autour de la Terre de l'ESA. Hipparcos a recueilli des données astrométriques sur Deneb. Les premières analyses des données indiquaient une distance d'environ 2 600 années-lumière.

Depuis lors, divers groupes d'astronomes ont ré-analysé les données d'Hipparcos. Considérez que la puissance de l'ordinateur se renforce d'année en année, ce qui contribue à améliorer les techniques d'analyse. Ainsi, par exemple, une étude de 2009 publiée dans la revue à comité de lecture Astronomie et astrophysique a utilisé une nouvelle méthode d'analyse, ce qui a entraîné une distance pour Deneb qui est à peine la moitié de la valeur largement acceptée.

Pourquoi la distance de Deneb est-elle importante ? C'est important pour les astronomes car « s'ils ne savent pas exactement à quelle distance se trouve l'étoile », ils ne peuvent pas obtenir des chiffres précis sur sa taille, sa masse et sa production d'énergie réelles.

L'ESA dispose désormais d'un deuxième satellite astrométrique – appelé Gaia – en orbite autour de la Terre. Son objectif est de mesurer les positions et les distances des étoiles avec plus de précision que jamais auparavant, et il est en train de construire ce que l'ESA dit :

… le catalogue d'espaces 3D le plus vaste et le plus précis jamais réalisé.

Une nouvelle estimation de la distance de Deneb n'a pas été incluse dans la première publication des données de Gaia, en septembre 2016. Peut-être qu'une nouvelle estimation de la distance de Deneb sera incluse dans la deuxième publication des données de Gaia, prévue pour avril 2018.

Et ainsi la science avance !

Nous pouvons voir Deneb de si loin car c'est une grande étoile supergéante très chaude. Voici sa place sur le diagramme de Hertzsprung Russell. Image via Wikimedia Commons/ESO.

Bottom line: L'étoile Deneb – partie du célèbre Triangle d'été – est l'une des étoiles les plus éloignées que vous puissiez voir avec votre œil seul. Pourquoi ne connaissons-nous pas précisément sa distance ?


Échelle de distance

Échelle de distance
le échelle de distance aux objets locaux et distants dans l'univers peut être déterminé en utilisant un certain nombre de méthodes. Pour les objets proches, la parallaxe géométrique fournit une distance rigoureuse et absolument fiable (à l'erreur de mesure expérimentale près).

26.4 L'extragalactique Échelle de distance
Astronomie26.4 L'extragalactique Échelle de distance
Mes points forts.

le échelle de distance des nébuleuses planétaires p. 599
T. Bensby et I. Lundström
EST CE QUE JE: .

Collection de techniques de mesure de distance indirecte que les astronomes utilisent pour mesurer l'échelle de l'univers.

augmente avec l'éloignement de la Terre.

s plus grand que le rayon de la corde, chaque mode d'oscillation se comporte comme une espèce de particule différente, avec sa masse, son spin et sa charge déterminés par la dynamique des cordes. La division et les recombinaisons de corde correspondent à l'émission et à l'absorption des particules, donnant lieu aux interactions entre les particules.

Passons maintenant au sujet de la recherche des distances aux galaxies. Si nous voulons prendre la mesure de l'univers, nous devrons être capables de trouver ces distances, mais, comme vous pouvez bien l'imaginer, la tâche devient de plus en plus ardue à mesure que vous vous éloignez.

s - La Voie Lactée". Consulté le 24 septembre 2014.
^ Benoît, G.F. et al. "La stabilité astrométrique et la précision du capteur de guidage fin # 3: La parallaxe et le mouvement approprié de Proxima Centauri" (PDF) . Actes de l'atelier d'étalonnage HST. p. 380-384. Récupéré le 11 juillet 2007.

Une surface avec une rugosité à grande échelle où les effets d'ombre sont importants. [H76]
Longue

qui utilise une constante de Hubble d'environ 50 km/s/Mpc. [C97]
Longitude, céleste.

. Plusieurs d'entre eux sont répertoriés ici : .

Voyons maintenant le

échelle. L'échelon de base inférieur de l'échelle est la plus précise et la plus sûre de toutes les méthodes de détermination de distance. Chaque échelon dépend de l'échelon ci-dessous et il est moins certain que le précédent.
Rang 1 : L'unité astronomique .

Les grappes des deux types sont extrêmement importantes pour établir le

en astronomie et en testant et guidant les théories de l'évolution stellaire - le processus de vieillissement.

Le satellite COBE emportait à bord des instruments qui lui permettaient de mesurer de petites fluctuations d'intensité du rayonnement de fond, non seulement dans le sens d'une asymétrie avant-arrière, mais aussi sur des directions angulaires dans le ciel qui correspondent à

s de l'ordre de 10^9 années-lumière de diamètre (toujours .

La base de la compréhension de l'univers est la

aux galaxies, qui repose sur la compréhension astronomique des étoiles qui composent les galaxies.

Étant donné que l'âge des amas globulaires utilisés ci-dessus et la valeur de Ho dépendent de la

pourrait faire un grand changement dans Ho*to.

Sandage a également travaillé sur la cosmologie

, calibrant les différentes « bougies standards » afin d'établir les distances des galaxies. With Martin schwarzschild, he studied the evolution of globular clusters in order to determine their ages.

A primary goal of the Hubble Space Telescope (HST) has been to establish the extragalactic

through the identification of Cepheid variable stars in relatively nearby galaxies which cannot be resolved by earth based telescopes.

, Virgo also is home to two of the closest star systems. But the stars are so puny that they are not visible to the unaided eye. One system, Ross 128, is less than 11 light-years away only 10 known star systems are closer.

The more type Ia supernovae that are observed, the more the extragalactic

can be refined. The importance of nearby supernovae is to correctly calibrate the scale with a closer measurement stick - cepheid variable stars.

"Viewed on sufficiently large

s, there are no preferred directions or preferred places in the Universe."
In other words, there is no known point of origin of the Big Bang and the expansion of the Universe is relative to the observers position in the Universe.

s involved. Which ones matter most?
The nearest star is more than four light-years from us, or 4 × 1013 kilometers away.
The nearest planet, Venus, is between 2 × 107 and 3 × 108 kilometers away.

If the report is of a scaled solar system, then the subtitles "

: 1 millimeter = n Kilometers " and "Mass Scale . 1 gram = n Metric Tons " will be displayed. If the report is for the actual values, then the subtitle "Actual Values for Solar System Object" will be displayed.
Object Name .

While the standardised method for SNII distances does rely on the calibration of the cepheid variable

(EPM is independent of this calibration), the distances determined for the SNII are accurate to about 9%.

If Newton's laws were valid on the atomic scale, that might indeed be so, but as later research showed, on the atomic

Newton's laws change into other forms.

The Hyades is important as a fundamental calibration point in the

The concept of a light-year - the distance light travels in a single earthly year, or about 6 trillion miles (nearly 10 trillion km) - is a great way to think about

s in the universe. But light-years aren't as useful as parsecs when it comes to measuring those distances.

Doppler shift -- UCLA
Cepheid Variable Stars and Distance Determination - Australia Telescope Outreach and Ed.
Measuring distances to stars
The Cosmic

and Standard Candles - UTK
Cosmic Distance Ladder -- Wiki
Andromeda/Milky Way collision - Hayden Planetarium .

Note that in atomic physics the motion of an electron under the influence of the electrostatic attractive force of the nucleus has equivalent equations for the force (and hence "the same" as far a physics goes) but quite different

The starting point for the General Theory of Relativity and the Big Bang theory is that, that averaged over large distances, one part of the universe looks approximately like any other part, and that, viewed on sufficiently large

s, there are no preferred directions or preferred places in the universe.

In 1995, 75 years to the week after the Curtis-Shapley "Great Debate" and in the same auditorium, he debated "The

to Gamma-Ray Bursts" with Bodhan Paczynski.

(Parallax is what astronomers call the procedure you're interested in.) Parallax is the only direct way to measure distances to astronomical objects, and all other

s are predicated on parallax measurements. Unfortunately, parallaxes are extremely difficult to measure.

Cepheid VariablesA very useful variable type Cepheids have a definite and predictable relation between their period and luminosity. This makes them one of the best galactic and inter-galactic

s, especially since they are very bright.

Shapley and Curtis, the antagonists van den Bergh and Tammann each provided crisp, clear-cut arguments and data supporting his side, and neither succeeded in convincing astronomers from the other camp. As yet, astronomers are limited by both assumptions and a lack of adequate data to agree on the cosmic

Hubble identified 15 variable stars in Barnard's Galaxy, 11 of which were Cepheids, luminous variable stars that have a strong relationship between luminosity and pulsation period, which makes them excellent standard candles (objects with a known luminosity) for determining galactic and extragalactic


Author’s Message

I hope the fourth article of Basics of Astrophysics series has given idea about distance
measurement in astronomy: Astronomical unit, Light Year and Parsec. This is a fundamental lesson in astronomy. In the coming articles, we will be using these units in our text regularly. So it was important to share an article on these fundamental concepts. Hope you’re enjoying this series. If you have any questions, please feel free to contact me.


Voir la vidéo: Ursan esitelmä: Aleksi Vuorinen - Neutronitähdet hiukkasfysiikan laboratoriona (Novembre 2022).