Cartographie et structure de l'univers
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La cartographie et la structure de l'Univers. Gilles Theureau, Astronome à l'Observatoire de Paris, directeur de la Station de Radioastronomie de Nançay.

La cartographie et la structure de l'Univers. Gilles Theureau, Astronome à l'Observatoire de Paris, directeur de la Station de Radioastronomie de Nançay.

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    Cartographie et structure de l'univers Cartographie et structure de l'univers Presentation Transcript

    • Cartographie et structure de lUnivers G.TheureauStation de Radioastronomie de Nançay Observatoire de Paris
    • Particularités de lAstronomieLes « pieds sur Terre » pas de mesure sur place un seul point de vue les plans se superposentLe problème de lestimation des distancesOn ne voit pas les mêmes choses en fonction de la longueur dondeOn ne « voit » que ce qui est lumineux : et la masse manquante ?Plus on regarde loin, plus on regarde dans le passé
    • Visibl Radio 21-e cm
    • ère umi a l m/ s el k e d 00 ess 0,0 Vit 30La distance Terre-Lune 1 seconde
    • La distance Terre-Soleil 8 minutes Le système solaire 5 heures
    • La distance moyenne entre les étoiles 5 années
    • La Voie Lactée100.000 années
    • La galaxie M100100.000 années
    • Le Groupe Local3 millions dannées
    • Lamas de Coma20 millions dannées
    • en1 million projectionde galaxies sur le ciel Les grandes structures de lunivers 300 millions dannées
    • une tranche en profondeurLes grandes structures de lunivers 300 millions dannées
    • Les galaxies les plus lointaines ~10 milliards dannées
    • Le rayonnement de fond cosmologique ~15 milliards dannées
    • Mesure de la circonférence de la Terre (Eratosthène de Cyrène, env. 285-210) Alexandrie Syène
    • Alexandrie-Syène = 5000 stadesRayon de la Terre = 250 000 stades
    • distances géométriques: la triangulation la Terre, Mars, Vénus, les étoiles...
    • La mesure du méridien terrestreDunkerque-Barcelone
    • Les planètes ●Distance à Mars: Cassini, 1672 (parallaxe ~15 depuis Paris-Cayenne) ●● Distance à Vénus: Halley,1761 (passage devant le Soleil)
    • 1631, 1761, 1874, 2004...Les passages de Vénusdevant le Soleil Johannes Kepler les passages de Mercure et de Vénus (1631)
    • 1631, 1761, 1874, 2004... Les passages de Vénus devant le Soleil Jeremiah Horrocks et William CrabtreeHorrocks (1618-1641)découvre le 2nd passage observent le transit de 1639 de Vénus en 1639distance Terre-Soleilà partir du diamètre apparent de Vénus (94 Mkm)
    • détermination de la distance dune planète inférieure en fonction de la distance Terre-Soleil Les planètesMéthode de Copernicdétermination de la distancedune planète supérieure en oppositionfonction de la distanceTerre-Soleil ses e ellip 2 =cst ple r: A 3 /T Ke quadrature
    • Les parallaxes stellaires ~100.000 étoiles (HIPPARCOS) < 3000 années de lumières 1ère parallaxe: Bessel (1838) pour 61 Cygni (0,3”)difficultés :réfraction atmosphérique (< 34)précession (50/an)nutation (10/an)aberration (20/an1 pc = 3,26 a.l.1 a.l. = 9,461×1015 m.1 u.a. = 1,5 ×1011 m
    • Statistique stellaireLa théorie des jauges dHerschel (1785)- les étoiles sont identiques- la magnitude (éclat) est proportionnelle à la distance- distribution uniforme des étoiles- il ny a pas dabsorption- les télescopes atteignent les limites Une représentation 3D (ici, coupe verticale) 3400 jauges, 1/250e du ciel
    • Une alternative à la mesure de parallaxe : Une distance « photométrique » basée sur notre connaissance physique de certaines familles dobjets célestes , les « chandelles standards »Si lon connaît la luminosité intrinsèque dun astre, lamesure de son éclat apparent nous permet destimer sadistance... il faut trouver: - une classe dobjets facilement identifiables - qui ont « à peu près » la même luminosité - des objets lumineux... pour voir loin !
    • principe des distances « photométriques »
    • étoiles bleues très chaudes: O,Bétoiles variables: RR lyrae, céphéidesétoiles explosives: novae, supernovae Caractérisées par leur spectre ou leur couleur, ces étoiles OB ont toute la même luminosité. Des étoiles jeunes et chaudes réparties le long des bras spiraux: révèlent la structure Galactique
    • étoiles bleues très chaudes: O,Bétoiles variables: RR lyrae, céphéidesétoiles explosives: novae, supernovae plus la période de pulsation est longue, plus la luminosité moyenne est importante Luminosité (M) M = a logP + b Période
    • étoiles bleues très chaudes: O,B Shapley 1918étoiles variables: RR lyrae, céphéidesétoiles explosives: novae, supernovae Le diamètre de la Voie lactée > 100,000 a.l.
    • étoiles bleues très chaudes: O,Bétoiles variables: RR lyrae, céphéidesétoiles explosives: novae, supernovae Hubble (1923-1929)11 céphéides dans NGC6822 --> 700,000 a.l.35 céphéides dans M33 --> 860,000 a.l.40 céphéides dans M31 --> 900,000 a.l. les spirales sont bien au-delà de la Voie Lactée ! Depuis, on a observé des céphéides dans une quarantaine de galaxies proches
    • étoiles bleues très chaudes: O,Bétoiles variables: RR lyrae, céphéidesétoiles explosives: novae, supernovae Les supernovae de type Ia : visibles jusquà plusieurs milliards dannée lumière révèlent la courbure de lespace aux échelles cosmologiques
    • Le décalage vers le rouge des galaxies et la loi de Hubble
    • Le décalage vers le rouge des galaxies et la loi de Hubble spectres optiques spectre radio à 21-cm vitesse radiale
    • LexpansionHubble (1929) 3000 galaxies V = H0 x distance des redshifts pour ~ 1 million de galaxies
    • Lexpansion de lunivers décalage vers le rouge vitesse Vitesse cosmologique = Ho x distance
    • 6dF
    • PalomarDigitized Sky Survey (optique)
    • 2 MASStwo microns all sky survey (infrarouge)
    • 2 MASStwo microns all sky survey (infrarouge)
    • Les grandes structures
    • simulerlUniversProjet DEUS550 milliardsde particules