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Comment déterminer la vitesse radiale des galaxies ? Mécanique céleste Nous
savons que la vitesse orbitale de la Terre autour du Soleil est d'environ
30 km/s, ce qui représente une valeur assez importante. Ce terme peut être
mesuré avec une très grande précision. La vitesse orbitale que le Soleil devrait avoir s'il suivait une orbite circulaire autour du centre de la Galaxie serait d'environ 222 km/s. Frank Kerr et Donald Lynden-Bell[1] de l'université de Cambridge ont remesuré cette vitesse et l'ont estimée avec une incertitude inférieure à 20 km/s.
Actuellement, l'orbite du Soleil autour du centre de la Voie Lactée ne forme pas un cercle parfait. Le Soleil se déplace vers le haut par rapport au plan Galactique (composante "normale") à 7 km/s, vers le centre Galactique (composante "radiale") à 9 km/s, et en avant, dans la direction de la rotation Galactique (composante "transverse") à 12 km/s, ce qui donne au total une correction résultante de 16.5 km/s. La Galaxie se déplace à son tour à une vitesse de 77 km/s en direction du centre de masse de l'Amas Local. Ce déplacement doit être corrigé si on désire éliminer les effets du mouvement orbital de la Galaxie dans l'Amas Local, mais évidemment il ne doit pas être corrigé si on désire mesurer le déplacement précis entre les objets situés au sein de l'Amas Local.
Si
nous désirons corriger les vitesses pour des galaxies distantes situées
en dehors de l'Amas Local, nous devons utiliser la valeur de 300 km/s,
mais si nous voulons comparer les mouvements des objets au sein même de
l'Amas Local, il serait préférable d'utiliser la valeur de 220 km/s qui
est seulement corrigée pour la rotation de la Voie Lactée, et nous ne
devrions pas tenir compte de son mouvement propre au sein de l'Amas Local. La vitesse radiale Comment
déterminer la vitesse réelle d'une galaxie, tenant compte de la
vitesse relative du Soleil et de son déplacement ? Si
le Soleil se déplace parmi un groupe d’objets et si les
composantes de sa vitesse sont établies sur les trois axes de
coordonnées, X étant orienté sur le point vernal d’équinoxe,
Y à 90° dans le plan équatorial et Z vers le pôle, alors la
vitesse radiale Vr
est : X
cos a
cos d
+ Y
sin a
cos d
+ Z sin d
= Vr où
a
et d
sont les coordonnées célestes (ascension droite et déclinaison)
de la galaxie. Mais
cette équation cinématique est incomplète car elle ne reflète
que le déplacement du Soleil par rapport au groupe pris dans son
ensemble, alors que chaque membre du groupe se déplace également
par rapport aux autres. Une
méthode différente consiste, en connaissant déjà la direction
du déplacement du Soleil, à introduire un terme K représentant
la vitesse du Soleil, qui vaut approximativement 650 km/s : V¤ cos l + K = Vr où l est la distance angulaire sur la sphère céleste entre l’apex vers lequel se dirige le Soleil à la vitesse totale V¤ et l’objet considéré.
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