L'immense échelle de l'être. Partie 2, «Faire de l'auto-stop dans l'univers»

Au début du mois, le télescope spatial européen Gaia a envoyé sur Terre le résultat de trois années de cartographie de notre galaxie. Cette mission est une continuation du désir séculaire de l'humanité de révéler le secret de l'échelle de notre monde.

Dans la première partie de cette revue, vous avez découvert des méthodes inventives pour déterminer les distances dans le système solaire. Ensuite, je vous présenterai la chronique de la recherche et de l'amélioration de méthodes non moins inventives pour déterminer les distances interstellaires et intergalactiques.

La chasse à la parallaxe

À la fin du XVIIe siècle, peu d'astronomes doutaient de la vérité du modèle héliocentrique de notre système planétaire. De plus, les paramètres d'orbite des planètes connues sont devenus connus avec une précision relativement élevée. La terre, réduite au rang de planètes ordinaires, selon la mécanique céleste, avait une orbite d'un diamètre de 300 millions de km.

2000 ans auparavant, Aristarque, calculant la distance au Soleil, avait reçu un diamètre de l'orbite terrestre de 15 millions de km. Mais même alors, les partisans du géocentrisme ont cité des contre-arguments à son système héliocentrique, affirmant qu'avec une telle oscillation de la Terre dans l'espace, les gens auraient dû remarquer un changement dans la position des étoiles proches (parallaxe stellaire).

Permettez-moi de vous rappeler qu'Aristarque a contré le contre-argument, suggérant que les étoiles sont si loin de la Terre que l'œil humain n'est pas en mesure de remarquer la parallaxe stellaire. Le télescope inventé au début du XVIIe siècle a considérablement étendu les capacités de l'œil humain, cependant, des erreurs systématiques d'observation et une perfection insuffisante des instruments astronomiques ont entraîné la «chasse» à la parallaxe stellaire jusqu'au début du XIXe siècle.


Modèles prédits de parallaxe angulaire des étoiles en fonction de leur inclinaison angulaire par rapport au plan écliptique (c'est-à-dire l'orbite de la Terre).

Cependant, déjà dans cette période, des changements importants sont prévus dans la vision du monde du monde scientifique. Au début du XVIIIe siècle, Edmond Halley a remarqué son propre mouvement d'étoiles, comparant les catalogues d'étoiles contemporains à ses homologues grecs antiques (le changement de coordonnées de certaines étoiles dépassait les erreurs des tableaux antiques). Même alors, les scientifiques ont fait des estimations approximatives des distances aux étoiles par leur vitesse angulaire ("le plus rapide, le plus proche").


Le mouvement de Sirius dans la constellation de Canis Major entre 170g. n e. et le début du XVIIIe siècle. Le chemin angulaire de l’étoile pendant cette période correspond approximativement à 1,5 disques lunaires visibles. Le décalage de la grille est provoqué par la précession de l'axe de la Terre .

À la fin du XVIIIe siècle, l'astronome anglais William Herschel a commencé à évaluer l'ordre dans lequel les étoiles s'éloignent du Soleil proportionnellement à leur luminosité. Remarquant une augmentation de la concentration des étoiles dans le plan de la Voie lactée, Herschel a suggéré que notre système stellaire a une apparence aplatie avec un diamètre de 15 000 années-lumière. L'unité de l'année-lumière a été introduite par Herschel pour mesurer les distances interstellaires et représente le chemin parcouru par un rayon de lumière pendant l'année terrestre (9,4 trillions de km).

En 1837, l'année de la mort de A.S. Pouchkine, un astronome russe d'origine allemande Vasily Struve, a publié son catalogue d'étoiles doubles, dans lequel il a d'abord montré la mesure de la parallaxe Vega égale à 0,125 seconde (la taille angulaire de la base de la pyramide de Khéops, visible depuis la Lune). Bien que les mesures ultérieures soient différentes de la première, Struve est considéré comme l'un des premiers astronomes à calculer la distance d'une autre étoile.

L'année prochaine, l'astronome allemand Friedrich Bessel recevra la valeur de parallaxe de 61 Cygnus, en 0,314 seconde, un peu plus que moderne (0,287). Dans le même 1838, l'astronome anglais Thomas Henderson recevra la valeur de parallaxe d'Alpha Centauri en 1,16 seconde (une estimation moderne de 0,747).


Le mouvement angulaire des étoiles de Proxima Centauri sur fond d'étoiles lointaines. Les distorsions ondulatoires sont causées par le mouvement de la Terre autour du Soleil (un changement de parallaxe angulaire).

Frappé par le travail de ses collègues, l'astronome anglais John Herschel (fils de William Herschel), décrit le nouveau jalon de l'histoire de l'astronomie: «le mur qui a gêné notre pénétration dans l'univers stellaire a été presque simultanément brisé en trois endroits».

"Ne réfléchissez pas à vos secondes"

Les échelles étaient si grandes que même pour une étoile avec une parallaxe de 1 seconde, les distances étaient mesurées en deux cent mille unités astronomiques (a.u. = distance de la Terre au Soleil). Par conséquent, les distances postérieures à l'acier sont mesurées en parallaxes d'une seconde angulaire (parsek pour faire court), conditionnellement la distance à partir de laquelle le rayon de l'orbite terrestre est visible sous un angle de 1 seconde (le rayon angulaire d'un CD-ROM à une distance de 50 km). 1 parsec astronomique est approximativement égal à 3,26 St. années.

À la fin du 19e siècle, des parallaxes d'environ 100 étoiles ont été mesurées, mais l'introduction de la photographie en astronomie a grandement simplifié le processus d'obtention de parallaxes stellaires. La méthode développée par l'astronome américain Schlesinger a réduit l'erreur de calcul à 0,01 seconde, permettant de détecter les parallaxes de près de 2000 étoiles d'ici 1924. Les instruments modernes au sol peuvent réduire l'erreur de moitié à 0,005 seconde. C'est-à-dire à une distance de 650 années-lumière.


Le vaisseau spatial Hipparch (à gauche), nommé d'après le célèbre astronome grec ancien, a pu calculer la parallaxe des étoiles avec une erreur de 0,001 seconde. Lancée en 2013, la station Gaia(à droite) calcule la parallaxe des étoiles de notre Galaxie avec une précision de millions de secondes (pour les moins brillantes, des centaines de millions de fractions de seconde!). Grâce à la résolution de la matrice, 10 fois supérieure à celle du télescope Kepler, la station est capable de détecter jusqu'à 10 000 candidats pour les exoplanètes.

Chimie des couleurs

Comme vous l'avez remarqué, la méthode de la parallaxe à la fin du 19e et au début du 20e siècle n'était applicable qu'à des distances de quelques centaines d'années-lumière, la partie principale de la galaxie restait inaccessible pour déterminer les parallaxes. Cependant, l'aide est venue d'un laboratoire de chimistes. Dans les années 60 du 19e siècle, les astronomes ont déjà commencé à utiliser la spectrographie pour déterminer la composition chimique des corps célestes. Ainsi en 1866 l'élément hélium a été découvert (dans le spectre du Soleil). L'intensité des raies spectrales a également permis de juger de la température de la photosphère du Soleil et des étoiles.

L'astronome et prêtre italien Angelo Secchi a créé en 1866-1877 la première classification spectrale des étoiles en fonction de la température, de la couleur et de la composition chimique. Vers la fin de sa vie, en 1878, Secchi divise les étoiles en 5 classes. La classification spectrale des étoiles de Secchi a été remplacée par Harvard (1890), qui est toujours conservée (tableau ci-dessous).



Brillance des étoiles

Depuis l'époque d'Hipparque, les astronomes ont divisé les étoiles en 6 classes de luminosité, les soi-disant magnitudes stellaires visibles (brillance visible). Les étoiles les plus brillantes appartenaient à la première classe, les moins brillantes à la sixième. Dans ce cas, une échelle de luminosité logarithmique a été obtenue, dans laquelle chaque amplitude suivante est 2,51 fois plus lumineuse que la précédente. Aujourd'hui, tous les objets plus brillants que Vega ont des magnitudes négatives, et l'invention du télescope a élargi l'échelle des étoiles les moins brillantes au-delà de 6-7 magnitudes.

En comparant les parallaxes des étoiles avec leur luminosité, les astronomes ont rapidement réalisé que les étoiles sont très différentes les unes des autres en termes d'énergie émise (luminosité). Les étoiles les plus brillantes du ciel ne se sont pas toujours avérées être les plus proches. Pour faciliter la comparaison de la luminosité intrinsèque des étoiles, une magnitude absolue a été introduite, exprimant sa magnitude apparente à une distance de 10 parsecs de l'étoile (32,6 années-lumière).


L'étoile la plus brillante du ciel, Sirius, a une magnitude absolue de 1,4 (dans tous les spectres d'émission, la valeur dite bolométrique, la luminosité apparente avec 10 parsecs serait 10% inférieure à 1,8). Pour le Soleil, cette valeur est de 4,83 (visible 4,7). C'est-à-dire La luminosité de Sirius dépasse le solaire de 25 fois.


Les tailles du Soleil et de Sirius sur fond d'étoiles de géants. Antares est presque 1000 fois plus grande que notre étoile, cependant, les deux étoiles ne diffèrent en masse que 10 fois (la différence dans les masses de la Terre et de Mars). Antares a une étoile compagnon, Antares B. Grâce aux parallaxes bien connues des étoiles binaires relativement proches, il a été possible de calibrer la dépendance masse-luminosité.

"La régularité du chaos"

En 1910-1913, l'astronome danois Einar Herzshprung et son collègue américain Henry Russell, analysant les données physiques des étoiles avec des parallaxes connues, sont parvenus indépendamment à une conclusion intrigante. Après avoir compilé un tableau du rapport entre spectre et luminosité, les scientifiques ont constaté que les étoiles sur la table ne sont pas dans un ordre aléatoire, démontrant une relation directe entre le spectre, la température, la couleur et la luminosité des étoiles.


Le diagramme montre que les étoiles sont divisées en plusieurs groupes (séquences). Le soleil, comme la plupart des étoiles de la galaxie, est situé dans la séquence principale. Russell a correctement décidé que le diagramme montre également les étapes de la vie des étoiles.

La régularité «couleur-luminosité», appelée diagramme de Hertzsprung-Russell, a permis d'évaluer leur luminosité à partir du spectre des étoiles. Connaissant la luminosité, il était facile de déterminer la magnitude absolue des luminaires avec des parallaxes inconnues. Connaissant la magnitude apparente à une distance de 10 parsecs de l'étoile (M), et la comparant à la magnitude visible de la Terre (m), il était facile de calculer la distance jusqu'à celle-ci: 10 parsec * 10 au degré (m-M) / 5 (la soi-disant réduction de la séquence principale).

Le principal problème de la méthode spectrale est une estimation grossière de la luminosité des étoiles. Les amas d'étoiles conviennent le mieux à cette méthode, où l'erreur de mesure est partiellement compensée par un grand échantillon d'étoiles (l'erreur diminue à 20%, la réduction de la séquence principale est d'autant plus précise que l'échantillon d'étoiles est grand). De plus, cette méthode peut être calibrée en utilisant les parallaxes radiales d'amas proches de nous.

Dans les coulisses de la galaxie

En étudiant les vitesses angulaires des étoiles, l'astronome néerlandais Jacobus Kaptein, en 1904, a découvert que les étoiles se déplaçaient dans deux flux opposés, ce qui indiquait la rotation de notre système stellaire. Il a initié la toute première étude à grande échelle de la distribution des étoiles dans notre galaxie en termes de spectre, de luminosité et de vitesse radiale (la vitesse d'un objet le long de la ligne de visée de l'observateur).

Kaptein et l'astronome anglais James, basés sur l'étude du mouvement des étoiles dans la Voie lactée, ont montré qu'il n'est pas déterminé par les lois de Kepler. D'après les lois de mouvement des planètes de Johannes Kepler, nous savons que la vitesse orbitale des objets diminue avec la distance du centre de gravité. Dans notre galaxie, la vitesse des étoiles de ce motif n'a pas obéi. De cela, James et Kaptain sont arrivés à la conclusion que la Voie lactée a une grande masse cachée (le début de la théorie de la matière noire).


A - distribution de la vitesse des étoiles selon les lois de Kepler. B est la distribution de vitesse réelle dans la Voie lactée.

Cette étude a permis d'évaluer le degré d'absorption de la lumière dans l'espace interstellaire. Ainsi, après avoir déterminé de manière fiable la distance d'une certaine étoile, ainsi que sa classe spectrale, il a été possible de calculer la distance d'une étoile plus éloignée d'une classe spectrale similaire. Pour cela, l'effet de la «rougeur interstellaire» a été pris en compte , car la partie rouge du spectre est plus prononcée en raison d'une moindre absorption de la couleur rouge par les gaz interstellaires et la poussière (à ne pas confondre avec l'effet Doppler ). Un effet similaire est observé sur Terre, au zénith, la couleur du soleil est perçue comme blanche, rougissant à l'approche de l'horizon.

Au tournant des années 1930, la «rougeur interstellaire» nous a permis de déterminer la taille de notre galaxie - 100 000 années-lumière de diamètre, et son centre était situé à une distance d'environ 30 000 sv. ans.

«Bougies» de navigation

L'une des méthodes les plus courantes pour déterminer les distances dans notre galaxie appartient à une classe spéciale d'étoiles à luminosité variable. En 1908, l'astronome américaine Henrietta Leavitt, étudiant des étoiles variables dans le petit nuage magellanique, a découvert un motif intéressant. Les astronomes de cette époque savaient déjà que les étoiles de cette région appartiennent au même amas d'étoiles et sont également éloignées de la Terre. Sur cette base, Leavitt a conclu que la période de fluctuations de la luminosité des étoiles variables est directement liée à leur luminosité (plus la période est longue, plus la luminosité est élevée).

En 1913, Hertzsprung a dérivé une dépendance numérique de la période-luminosité, identifiant ces variables avec des étoiles du voisinage du Soleil, qui avaient un spectre similaire et étaient connues sous le nom de Céphéides (du nom de la première étoile de cette classe trouvée dans le delta de Cepheus à la fin du XVIIIe siècle). Un peu plus tard, cette dépendance sera clarifiée par l'astronome américain Shapley.


Tableau de rapport de période (P) - magnitude absolue (Mv, valeur moyenne pour la période) pour les céphéides.

À la fin des années 1920, un autre astronome américain Edwin Hubble, ayant découvert des céphéides dans la nébuleuse M31 de la constellation Andromède, a d'abord prouvé que cette nébuleuse était en fait une galaxie distincte. Une vieille photographie de Céphéides dans la galaxie M 31, réalisée par Edwin Hubble (en bas à droite), sur le fond d'une photographie moderne des mêmes Céphéides avec le même télescope orbital.




«Les Céphéides ont le mauvais système»

Au milieu du 20e siècle, le monde scientifique était confronté au paradoxe de la voie lactée géante. Toutes les galaxies étudiées auxquelles il a été possible de déterminer la distance par les céphéides (plage de détection jusqu'à 10 millions d'années-lumière) se sont révélées nettement inférieures aux nôtres. Même les colosses parmi les galaxies elliptiques, étant plus grands que n'importe quelle autre galaxie spirale, se sont avérés encore plus petits que les nôtres. En 1952, l'astronome allemand Walter Baade, qui a travaillé aux États-Unis, comparant la taille des nébuleuses de gaz et de poussière dans notre galaxie, ainsi que les galaxies spirales proches de nous, a suggéré de reconsidérer l'échelle des distances intergalactiques.

En utilisant des méthodes précédentes pour déterminer les distances interstellaires, les astronomes ont déjà remarqué que les nébuleuses de gaz et de poussière dans notre galaxie ont des tailles similaires. Baade a suggéré que ces nébuleuses de la galaxie d'Andromède devraient également avoir des dimensions similaires. Selon leurs spectres et leurs tailles angulaires, l'astronome a suggéré que la distance à cette galaxie soit doublée, passant de 800 000 sv. ans. jusqu'à 2,5 millions de St. modernes années, c.-à-d. la magnitude absolue de ce type de céphéide est sous-estimée 4 fois. Et les Céphéides utilisées pour déterminer l'échelle de notre galaxie étaient principalement celles sur la base desquelles l'étalonnage initial de Hertzsprung-Shapley a été effectué et, par conséquent, les calculs étaient généralement corrects.

Aujourd'hui, les céphéides sont divisées en deux types (graphique ci-dessous). Le premier type (classique, B. Cep.), Est une vieille étoile, concentrée en grappes ouvertes. Le deuxième type de céphéides W Virgo (W Vir.) Est concentré principalement en amas globulaires. Leur luminosité est 4 fois inférieure à celle des céphéides classiques. L'utilisation de la dépendance de la luminosité de type V-Virgo pour déterminer la distance aux céphéides classiques d'Andromède a conduit à l'erreur des premiers calculs de distances intergalactiques.




Cepheid RS de la constellation Porm palpite avec une période de 40 jours. Grâce à l'écho lumineux de la nébuleuse environnante, une distance de 6 500 années-lumière a été déterminée de manière géométrique, avec une erreur record de 1,5% (en 2008). Cette précision est très importante pour l'étalonnage des distances «bougies standard», dont les céphéides.

Le troisième type d'étoiles variables avec une dépendance période-luminosité n'est plus appelé céphéides. Ce sont les soi-disant géants rouges RR Lyrae. Ces vieilles étoiles d'une masse proche du solaire la surpassent en luminosité des dizaines de fois. Leur période de pulsation ne dépasse généralement pas 24 heures (les céphéides ont des dizaines et des centaines de jours). Moins brillantes que les Céphéides, mais plus courantes, les étoiles de type RR Lyra sont excellentes comme «bougies standard» pour déterminer les distances dans la Voie lactée. Le nombre de types de variables différents ne se limite pas uniquement aux variables Céphéides et RR Lyrae (indiquées en vert comme pulsées en raison de la compression gravitationnelle). La couleur rose recouvre les variables avec convection turbulente des couches externes. La luminosité variable des étoiles associée aux ondes de choc acoustique est indiquée en bleu.




"Éructations" à l'échelle universelle

Malgré la forte luminosité des céphéides et des étoiles géantes, leur applicabilité comme bougies standard n'est pas toujours possible. Pour déterminer la distance à des objets plus éloignés, les astrophysiciens ont recours à l'aide de ... étoiles naines de la taille de notre planète. Les naines blanches représentent la dernière étape de l'évolution des étoiles avec une masse proche du soleil. S'il y a une étoile compagnon vieillissante à côté d'un tel «cadavre», les naines blanches se transforment en «zombies», absorbant les gaz des couches externes gonflées du voisin. À un certain moment, la naine blanche atteint une masse critique à laquelle se produit une détonation thermonucléaire à grande échelle du carbone - une explosion de supernova.

Ce type de supernova est classé en classe Ia; il n'y a pas de raies d'hydrogène dans leur spectre, mais les raies de calcium sont fortes.



Au moment de l'explosion de la classe Ia, les naines blanches atteignent la même masse critique (limite Chandrasekhar) et, par conséquent, ont des luminosités très proches (sauf pour le type Iax). Et comme nous le savons déjà, les objets avec une luminosité connue sont d'excellentes bougies standard pour déterminer les distances cosmiques (dans les 170 millions d'années-lumière). Un processus similaire conduit à l'apparition de «nouvelles» étoiles (classe Q), cependant, ce type de naines blanches «explosives» est des centaines de fois plus faible que les supernovae et n'est pas associé à la détonation du carbone lorsque la limite de Chandrasekhar est atteinte (comme dans le type Ia).


82 ( Ia), 2014. , - . -: ( ), . „-“ . 82 .

Dans les grandes galaxies, les supernovae explosent à une fréquence de fois / 30-70 ans. Environ un tiers d'entre eux sont de type Ia. Les types Ib / c n'ont pas non plus de raies d'hydrogène dans le spectre, cependant, les raies de calcium y sont faibles et l'apparition de telles supernovae est provoquée par l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive mourante (vidéo ci-dessous). La nature des supernovae de type II est la même, cependant, contrairement à Ib, les raies d'hydrogène sont fortes dans leur spectre. Les distances par supernovae des classes Ib, Ic, II-L et de nouvelles étoiles Q sont principalement estimées par le taux de diminution de la luminosité lorsque la luminosité visible maximale est atteinte.



«Red Far»

En 1929, en commençant à déterminer les distances intergalactiques, Edwin Hubble a découvert que le décalage vers le rouge Doppler des spectres des galaxies, trouvé par son collègue et compatriote Slifer en 1912, plus il est visible, plus la distance à cette galaxie est grande (loi de Hubble). Comme nous le savons, Hubble a commencé à déterminer les distances sur la base d'un étalonnage incorrect des céphéides, et donc le coefficient d'accélération de la récession de la galaxie dérivé par lui en proportion de la distance (constante de Hubble) était trop élevé.

Aujourd'hui, la loi de Hubble est interprétée par le redshift cosmologique des spectres des galaxies dû à l'expansion de l'univers. L'effet Doppler dans ce cas est causé par l'expansion de l'espace dans lequel l'onde lumineuse se propage, et non par le mouvement réel des galaxies elles-mêmes. Paradoxalement, le décalage vers le cosmologique commence à se manifester sensiblement à de grandes distances que celles opérées par Hubble, de sorte que sa loi a été initialement dérivée sur la base d'erreurs d'interprétation des observations. La détermination de la valeur exacte de la constante de Hubble (H = 67 km / s / (Mpc), varie avec le temps, mais elle est la même à tous les points de l'univers) nous permet de déterminer les distances aux galaxies à une distance d'un milliard d'années-lumière et au-delà. Pour cela, le décalage vers le rouge cosmologique dans les spectres (z) est comparé avec le rapport de la vitesse de la lumière à la constante de Hubble.





Comme mentionné ci-dessus, la vitesse d'élimination des galaxies (l'expansion de l'espace entre nous) est d'autant plus importante que la distance est grande. À une distance de milliards d'années-lumière, cette vitesse est telle que la galaxie parvient à augmenter la distance plusieurs fois sur le trajet de l'onde lumineuse. Par exemple, la lumière de la galaxie d'Andromède vole vers nous pendant 2,5 millions d'années, période pendant laquelle la galaxie elle-même nous approche «seulement» à 1000 St. ans. Par conséquent, nous pouvons dire que la distance visible (aberration, Dt) à M31 est pratiquement la même que la distance réelle (concomitante, Dc).



Sinon, la situation est loin des galaxies. Les distances d'aberration (Dt) et associées (Dc) coïncident approximativement jusqu'à une distance de 2 milliards St. ans et divergent fortement lorsque cette échelle est dépassée. Dans la littérature populaire, la valeur de la distance d'aberration est utilisée plus souvent, c'est ce que l'on entend lorsque la distance aux objets les plus éloignés de l'univers est estimée à 13 milliards de St. années, tandis que la distance qui l'accompagne (à laquelle l'objet a reculé pendant le trajet de l'onde lumineuse) est déterminée en dizaines de milliards d'années-lumière.

Aux origines.

Évidemment, la fidélité de l'échelle acceptée des distances cosmologiques dépend directement de la précision de la détermination de la constante de Hubble. La valeur de cette constante dépend à son tour de l'étalonnage de diverses méthodes pour déterminer les distances au sein du groupe local de galaxies. La méthode la plus précise pour déterminer les distances aux galaxies locales est le rapport période-luminosité des bons vieux Céphéides (le télescope Hubble doit souvent rechercher des Céphéides dans les galaxies proches).

Les travaux sur l'étalonnage des distances aux céphéides au sein de notre galaxie et de ses satellites, en particulier les nuages ​​magellaniques (cela clarifiera la période - dépendance à la luminosité) se poursuivent activement. Ainsi, récemment trouvé un changement dans le rapport de la période-luminosité avec l'âge des céphéides, ainsi que la nécessité de prendre en compte leur perte de masse. Ainsi, l'étalonnage exact des distances dans notre galaxie est très important pour la cosmologie et la physique théorique, ce qui peut aider au développement de connaissances sur l'évolution des étoiles (amélioration du tableau Russell de Hertzsprüg).



Un rôle clé dans la mise à l'échelle de notre galaxie est joué par des cartographes spatiaux comme Hipparque et le Gaia toujours en activité, qui a récemment envoyé à ses créateurs une énorme base de données d'objets de la Voie lactée (vidéo ci-dessus): positions de plus d'un milliard d'étoiles, paramètres détaillés de 2 millions d'entre eux . Les catalogues stellaires de bougies standard ont été complétés par des courbes lumineuses de 3 000 étoiles variables (Céphéides et RR Lyrae).

L'alphabet de 26 méthodes pour déterminer les distances spatiales développé à ce jour.
Effet Doppler.
Échelle de distance cosmologique.
Étoiles variables.
Étoile variable de type RR Lyrae.
La star qui a changé l'univers brille dans Hubble Photo.

Source: https://habr.com/ru/post/fr397509/