Mesures astronomiques

Mesures astronomiques

Mesures astronomiques

En astronomie, pour désigner les distances entre les astres, on utilise :

l'unité astronomique (ua) pour les distances interplanétaires qui peuvent être mesurées avec une très bonne précision et datées précisément ;
l'année-lumière (a.l.) pour les distances intersidérales (et ses parties, rarement utilisées à cause de la non-précision de l’unité de temps réelle sur laquelle s'appuient ces unités secondaires : mois-lumière, semaine-lumière, jour-lumière, heure-lumière, minute-lumière, seconde-lumière) ;
le parsec (pc), appuyée sur une mesure angulaire et proportionnelle à l’unité astronomique ; cette unité correspond mieux aux mesures angulaires effectuées pour estimer les distances intersidérales et est donc préférée à l'année-lumière (et ses multiples) par les professionnels pour ne souvent qu'estimer ces distances (avec une marge d'incertitude), qui ne sont pas exactement comparables entre elles à cause de la méthode de mesure angulaire employée : en effet, la distance intersidérale réelle peut être altérée par d’autres phénomènes physiques (tels que les déformations de l’espace-temps sous l’effet gravitationnel d’objets très massifs de l’univers qui induisent une courbure des « rayons » lumineux perçus et mesurés, d’une façon comparable aux lentilles optiques), et la datation de la distance estimée reste souvent imprécise, un amas de parsec se nomme un gigaparsecs (3,3 x 10^25 mètres, 3,3 milliard d'années lumières.

l’unité astronomique est définie comme valant exactement 149 597 870 700 m

Année lumière

Définition

L'année-lumière est une unité de mesure de distance (et non de temps).

L'Union astronomique internationale la définit comme la distance parcourue par un photon (ou plus simplement la lumière) dans le vide, en une année julienne (soit 365,25 jours, ou31 557 600 secondes).

La vitesse de la lumière dans le vide étant une constante fixée à 299 792 458 m/s (environ 300 000 km/s), une année-lumière est exactement égale à 9 460 730 472 580,8 km ; soit environ9 460,730 milliards de kilomètres ce qui équivaut à 9,460730 Pm ou 9 460,730 Tm. En valeur arrondie, une année-lumière équivaut à 9,461 Pm soit 9,461×1015 m.

 

 TABLEAU DISTANCES

  cValeur en autres « unités-lumière »
(par définition)
cValeur exacte
en mètres
Valeur approx.
en mètres
Distance réelle de cet ordre de grandeur
seconde-lumière Par définition de la constante c. 299 792 458 m 3,0×108 m Terre-Lune (moy.) : 1,28 seconde-lumière.
minute-lumière 60 secondes-lumière 17 987 547 480 m 1,8×1010 m Soleil-Terre (moy.) : 8,3 minutes-lumière
heure-lumière 60 minutes-lumière 1 079 252 848 800 m 1,1×1012 m Soleil-Jupiter (moy.) : 0,72 heure-lumière
Soleil-Pluton (moy.) : 5,5 heures-lumière
jour-lumière 24 heures-lumière 25 902 068 371 200 m 2,6×1013 m Soleil-Voyager 2 (au 1er février 2015) : 0,62 jour-lumière
Soleil-Sedna (demi-grand axe) : 3 jours-lumière
année-lumière 365,25 jours-lumière 9 460 730 472 580 800 m 9,5×1015 m Soleil-Proxima du Centaure : 4,22 années-lumière.
siècle-lumière 100 années-lumière 946 073 047 258 080 000 m 9,5×1017 m  


 

 

UA

Unité de masse atomique unifiée:

L'unité de masse des atomes unifiée  est une unité de mesure standard, utilisée pour mesurer la masse des atomes et des molécules.

Elle est définie comme 1/12 de la masse d'un atome du nucléide 12C (carbone), non lié, au repos et dans son état fondamental. En d'autres termes, un atome de 12C a une masse de 12 u et, si on prend N (nombre d'Avogadro) atomes de 12C (1 mole d'atomes), une masse de 12 g est obtenue. En conséquence une u vaut approximativement 1,660538921 × 10-27 kg1.

La masse moyenne d'un nucléon dépend du nombre total de nucléons dans le noyau atomique, en raison du défaut de masse. C'est pourquoi la masse d'un proton ou d'un neutron pris séparément est strictement supérieure à 1 u.

Valeur ; Mu = 1/ ( NA  x 10 3 ) ≈ 1,660 538 921(73) x 10-27  kg

 

 

Le Parsec

Le parsec est défini comme étant la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d’une seconde d'arc. Un parsec vaut3,085 678×1016 m, soit environ 206 265 unités astronomiques ((1/tan(1")) ua exactement) ou 3,2616 années-lumière.

Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment souvent les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu’en années-lumière.

Calcul de la valeur d'un parsec

Sur la figure 1, (d’échelle très réduite et ne respectant pas les valeurs angulaires), S est le Soleil, T la Terre et P un objet situé à un parsec du Soleil : par définition, l’angle  [\scriptscriptstyle\widehat{SPT}]  est égal à une seconde d’arc (1″) et la distance  [TS]  vaut une unité astronomique (1 UA). Grâce aux règles de trigonométrie, il est possible, il est possible de calculer SP

                                         P

220px parsec fr svg 1

                                                                             T

SP =  TS/ tan 1 ’’ ≈ 206 264,80624548 UA

comme :  

1UA = 1,495 978 707 00 x 1011

on a :

1 pc ≈ 206 264,80624548 x 1,49597870700 x 1011

donc :

1 pc ≈ 30 856 775 814 672 000 m

 

                                                                                                                                                                                                                 

La Parallaxe

En astronomie, la parallaxe est l’angle sous lequel peut être vue depuis un astre une longueur de référence :

pour les astres du Système solaire, c’est le rayon de la Terre qui a été choisi ; il s’agit de la parallaxe diurne ;
pour les astres extérieurs au Système solaire, la référence est le demi-grand axe de l’orbite terrestre, soit une unité astronomique ; il s’agit de laparallaxe annuelle.

La détermination de la parallaxe lunaire (entre 52' et 62'), est due à Nicolas-Louis de Lacaille et à Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande (1732-1807), opérant simultanément en deux points de la surface de la Terre très éloignés l’un de l’autre.

Parallaxejpg

On confond l’arc et la tangente

[L = d \cdot \beta ;\beta = \alpha_1 + \alpha_2]

mesurés par les observateurs O1 et O2 distant de L                       Calcul 1                   

                                                                                                           


Plus l’astre considéré est proche, plus son changement apparent de direction lié au déplacement de l’observateur est important. Les astronomes du xviie siècle et du début du xviiie ont longuement cherché à mettre en évidence cet effet géométrique à titre de confirmation du système héliocentrique de Copernic. Les premières mesures de la parallaxe d’une étoile ont été publiées en 1837 par Friedrich Georg Wilhelm von Struve et en 1838 par l’allemand Friedrich Wilhelm Bessel.

La Parallaxe diurne

La parallaxe diurne ou parallaxe géocentrique d’un astre est l’angle sous lequel on verrait, depuis cet astre, le rayon terrestre (r) aboutissant au lieu d’observation (A). Cet angle est négligeable pour les étoiles. En revanche, c’est de lui qu’il s’agit quand on parle de la parallaxe d’un astre du Système solaire.

Lorsque l’astre est à l’horizon du lieu (en A), cet angle atteint un maximum, la parallaxe horizontale. Cette dernière atteint elle-même sa valeur maximale pour un lieu situé à l’équateur, laparallaxe horizontale équatoriale. Par exemple, la parallaxe horizontale équatoriale du Soleil vaut 8,794″. Le rapport de la parallaxe horizontale équatoriale moyenne du Soleil et de la parallaxe horizontale d’un astre fournit une valeur approchée de la distance d’un astre du Système solaire, en unités astronomiques.

600px parallaxe diurne

Parallaxe diurne : deux observateurs se placent en deux points A et B de la Terre les plus éloignés possible et notent la configuration des étoiles entourant l’astre observé. Ils peuvent ainsi calculer les angles BAP et ABP, puis en déduire la parallaxe qui permettra d’obtenir la distance TP.

La Parallaxe annuelle

La parallaxe annuelle, parallaxe héliocentrique ou parallaxe stellaire d’une étoile est l’angle sous lequel on verrait, depuis cette étoile (E), le demi-grand axe de l’orbite de la Terre (R).

Parallaxe annuelle

Parallaxe annuelle. L’objet dont on veut mesurer la distance est observé deux fois à six mois d’intervalle. Grâce à la configuration des étoiles en arrière plan, on peut calculer les angles ABE et BAE, puis en déduire la parallaxe θ. On a alors la relation D = R / θ (θ en radians).

 

 

Date de dernière mise à jour : 05/08/2015