26.4 : L'échelle de distance extragalactique
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire l'utilisation d'étoiles variables pour estimer les distances par rapport aux galaxies
- Expliquer comment les ampoules standard et la relation Tully-Fisher peuvent être utilisées pour estimer les distances par rapport aux galaxies
Pour déterminer de nombreuses propriétés d'une galaxie, telles que sa luminosité ou sa taille, nous devons d'abord savoir à quelle distance elle se trouve. Si nous connaissons la distance qui nous sépare d'une galaxie, nous pouvons convertir la luminosité que la galaxie nous apparaît dans le ciel en sa luminosité réelle, car nous connaissons la manière précise dont la lumière est atténuée par la distance. (La même galaxie 10 fois plus éloignée, par exemple, aurait l'air 100 fois plus sombre.) Mais la mesure de la distance des galaxies est l'un des problèmes les plus difficiles de l'astronomie moderne : toutes les galaxies sont éloignées, et la plupart sont si éloignées que nous ne pouvons même pas distinguer les étoiles individuelles qui s'y trouvent.
Pendant des décennies après les premiers travaux de Hubble, les techniques utilisées pour mesurer les distances des galaxies étaient relativement imprécises, et différents astronomes ont calculé des distances qui différaient jusqu'à un facteur deux. (Imaginez si la distance entre votre domicile ou votre dortoir et votre cours d'astronomie était si incertaine ; il serait difficile de vous assurer d'arriver en classe à l'heure.) Au cours des dernières décennies, cependant, les astronomes ont mis au point de nouvelles techniques pour mesurer les distances par rapport aux galaxies ; surtout, elles donnent toutes la même réponse avec une précision d'environ 10 %. Comme nous le verrons, cela signifie que nous serons peut-être enfin en mesure de faire des estimations fiables de la taille de l'univers.
Étoiles variables
Avant que les astronomes puissent mesurer les distances par rapport à d'autres galaxies, ils ont d'abord dû 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 Celestial Distances (et nous vous recommandons de consulter ce chapitre si vous ne l'avez pas lu depuis longtemps). Les astronomes ont été particulièrement ravis lorsqu'ils ont découvert qu'ils pouvaient mesurer des distances à l'aide de certains types d'étoiles variables intrinsèquement lumineuses, telles que les céphéides, qui peuvent être observées à de très grandes distances (Figure\(\PageIndex{1}\)).
Après avoir utilisé les variables des galaxies voisines pour effectuer des mesures de distance pendant quelques décennies, Walter Baade a montré qu'il existait en fait deux types de céphéides et que les astronomes les mélangeaient involontairement. En conséquence, au début des années 1950, les distances jusqu'à toutes les galaxies ont dû être multipliées par environ deux. Nous le mentionnons parce que nous voulons que vous gardiez à l'esprit, au fur et à mesure de votre lecture, que la science est toujours une étude en cours. Nos premières étapes dans des enquêtes aussi difficiles sont toujours sujettes à des révisions futures à mesure que nos techniques deviennent plus fiables.
La quantité de travail nécessaire pour trouver des céphéides et mesurer leurs règles peut être énorme. Hubble, par exemple, a obtenu 350 photographies à exposition prolongée 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 une trentaine des galaxies les plus proches dotées des plus grands télescopes terrestres du monde.
Comme indiqué dans Celestial Distances, l'un des principaux projets réalisés au cours des premières années de fonctionnement du télescope spatial Hubble a été la mesure des céphéides dans des galaxies plus éloignées afin d'améliorer la précision de l'échelle de distance extragalactique. Récemment, les astronomes travaillant avec le télescope spatial Hubble ont étendu ces mesures à 108 millions d'années-lumière, un triomphe de technologie et de détermination.
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 uniques et de suivre leurs variations subtiles. 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 par rapport aux galaxies.
Ampoules standard
Dans Celestial Distances, nous avons évoqué la grande frustration ressentie par les astronomes lorsqu'ils se sont rendu compte que les étoiles en général n'étaient pas des ampoules standard. Si chaque ampoule d'un immense auditorium est une ampoule standard de 100 watts, alors les ampoules qui nous paraissent plus lumineuses doivent être plus proches, tandis que celles qui semblent plus faibles doivent être plus éloignées. Si chaque étoile avait une luminosité (ou une puissance) standard, nous pourrions également « lire » leurs distances en fonction de la luminosité qu'elles nous apparaissent. Hélas, comme nous l'avons appris, ni les étoiles ni les galaxies n'ont une luminosité standard. Néanmoins, les astronomes ont cherché des objets qui agissent d'une manière ou d'une autre comme une ampoule standard, avec la même luminosité intrinsèque (intégrée) où qu'ils se trouvent.
Un certain nombre de suggestions ont été faites quant aux types d'objets qui pourraient être des ampoules standard efficaces, y compris les étoiles supergéantes les plus brillantes, les nébuleuses planétaires (qui émettent beaucoup de rayons ultraviolets) et l'amas globulaire moyen d'une galaxie. Un objet s'avère particulièrement utile : la supernova de type Ia. Ces supernovae impliquent l'explosion d'une naine blanche dans un système binaire (voir la section sur L'évolution des systèmes stellaires binaires). Les observations montrent que les supernovae de ce type atteignent toutes presque la même luminosité (environ\(94.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)) à la lumière maximale. Avec des luminosités aussi extraordinaires, ces supernovae ont été détectées à une distance de plus de 8 milliards d'années-lumière et sont donc particulièrement intéressantes pour les astronomes car elles permettent de déterminer des distances à grande échelle (Figure\(\PageIndex{2}\)).
Plusieurs autres types d'ampoules standard visibles sur de grandes distances ont également été suggérés, notamment la luminosité globale, par exemple, des ampoules elliptiques géantes et du membre le plus brillant d'un amas de galaxies. Les supernovae de type Ia se sont toutefois révélées être les ampoules standard les plus précises, et elles peuvent être observées dans des galaxies plus éloignées que les autres types de calibrateurs. Comme nous le verrons dans le chapitre sur Le Big Bang, l'observation de ce type de supernova a profondément modifié notre compréhension de l'évolution de l'univers.
Autres techniques de mesure
Une autre technique de mesure des distances galactiques fait appel à une relation intéressante constatée à la fin des années 1970 par Brent Tully de l'Université d'Hawaï et Richard Fisher de l'Observatoire national de radioastronomie. Ils ont découvert que la luminosité d'une galaxie spirale est liée à sa vitesse de rotation (vitesse à laquelle elle tourne). Pourquoi cela serait-il vrai ?
Plus la masse d'une galaxie est importante, plus les objets de ses régions extérieures doivent graviter rapidement. Une galaxie plus massive contient plus d'étoiles et est donc plus lumineuse (elle ignore la matière noire pendant un moment). En repensant à notre discussion de la section précédente, nous pouvons dire que si les rapports masse/lumière de différentes galaxies spirales sont assez similaires, alors nous pouvons estimer la luminosité d'une galaxie spirale en mesurant sa masse, et nous pouvons estimer sa masse en mesurant sa vitesse de rotation.
Tully et Fisher ont utilisé la ligne de 21 cm d'hydrogène gazeux froid pour déterminer la rapidité avec laquelle les matériaux des galaxies spirales orbitent autour de leur centre (vous pouvez consulter notre discussion sur la ligne de 21 cm dans Between the Stars : Gas and Dust in Space). Comme le rayonnement de 21 cm émis par des atomes stationnaires se présente sous la forme d'une jolie ligne étroite, la largeur de la ligne de 21 cm produite par l'ensemble d'une galaxie en rotation nous indique la plage des vitesses orbitales de l'hydrogène gazeux de la galaxie. Plus la ligne est large, plus le gaz orbite rapidement dans la galaxie, et plus la galaxie s'avère massive et lumineuse.
Il est quelque peu surprenant que cette technique fonctionne, étant donné qu'une grande partie de la masse associée aux galaxies est constituée de matière noire, qui ne contribue pas du tout à la luminosité mais affecte la vitesse de rotation. Il n'y a pas non plus de raison évidente pour laquelle le rapport masse/lumière devrait être similaire pour toutes les galaxies spirales. Néanmoins, les observations de galaxies plus proches (pour lesquelles nous avons d'autres moyens de mesurer la distance) montrent que la mesure de la vitesse de rotation d'une galaxie fournit une estimation précise de sa luminosité intrinsèque. Une fois que nous connaissons la luminosité réelle de la galaxie, nous pouvons comparer la luminosité à la luminosité apparente et utiliser la différence pour calculer sa distance.
Bien que la relation Tully-Fisher fonctionne bien, elle est limitée : nous ne pouvons l'utiliser que pour déterminer la distance par rapport à une galaxie spirale. D'autres méthodes peuvent être utilisées pour estimer la distance par rapport à une galaxie elliptique ; toutefois, ces méthodes dépassent le cadre de notre cours d'introduction à l'astronomie.
Le tableau\(\PageIndex{1}\) répertorie le type de galaxie pour lequel chacune des techniques de distance est utile, ainsi que la plage de distances sur laquelle la technique peut être appliquée.
| Méthode | Type de galaxie | Plage de distance approximative (millions d'années-lumière) |
|---|---|---|
| Nébuleuses planétaires | Tous | 0 à 70 |
| Variables céphéides | Spirale, irrégulière | 0 à 110 |
| Relation Tully-Fisher | Spirale | 0 à 300 |
| Supernovae de type Ia | Tous | 0 à 11 000 |
| Redshift (loi de Hubble) | Tous | 300 à 13 000 |
Résumé
Les astronomes déterminent les distances par rapport aux galaxies à l'aide de diverses méthodes, notamment la relation période-luminosité pour les variables céphéides ; des objets tels que les supernovae de type Ia, qui semblent être des ampoules standard ; et la relation Tully-Fisher, qui relie l'élargissement de la ligne du rayonnement de 21 cm à la luminosité des galaxies spirales. Chaque méthode a ses limites en termes de précision, de types de galaxies avec lesquels elle peut être utilisée et de la plage de distances sur laquelle elle peut être appliquée.
Lexique
- supernova de type Ia
- une supernova formée par l'explosion d'une naine blanche dans un système binaire et atteignant une luminosité d'environ\(4.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\) ; peut être utilisée pour déterminer les distances par rapport aux galaxies à grande échelle