Des unités astronomiques
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Dans l'univers que nous connaissons, les distances sont très importantes. Si importantes qu'il a fallut inventer de nouvelles unités pour les mesurer.
L'année-lumière
L'année-lumière (al) est la distance parcourue par la lumière en une année. Pour être plus clair, la vitesse de la lumière (ou célérité) est c = 299 792 458 m.s-1 (ou 299 792,458 km.s-1).
On a longtemps
pensé que la propagation de la lumière était instantanée. Oläus Römer
prouva en 1676 qu’il n’en était rien. En observant les éclipses
successives des satellites de la planète Jupiter, il remarqua que les
intervalles entre deux éclipses variaient en fonction de la période de
l’année. Il en déduisit que la lumière avait une vitesse finie, et
en donna une première valeur peu précise (214 000 km.s-1).
En 1849, Hyppolyte Fizeau mesura le premier cette valeur par un dispositif
terrestre. A l’aide d’un système complexe de lentilles et d’une
roue dentée, il parvint à en donner une mesure précise à 100 km.s-1
près.
Foucault appliqua en 1850 une méthode qui utilisait un miroir tournant.
En se basant sur la faible variation d’angle du miroir entre deux
instants, il était possible de mesurer la vitesse de la lumière. Cette
méthode présentait en outre l’avantage de pouvoir utiliser différents
milieux de propagation (air, eau, vide...).
Aujourd’hui,
les principes de détermination sont les mêmes, bien que le laser remplace
les bougies. Mais il y a aussi de nouvelles méthodes basées sur la propagation
des ondes hertziennes (en effet, toutes les ondes électromagnétiques possèdent
la même vitesse : celle de la lumière) en mesurant sur de grandes distances
(Paris-Washington) le temps de propagation ou en mesurant la longueur
d’onde l = c/f d’une onde de fréquence f connue.
La détermination de plus en plus précise de la vitesse de la lumière a
posé un problème aux physiciens : il fallait sans cesse modifier les calculs
de distance au fur et à mesure que cette valeur s’affinait. C’est
pourquoi en octobre 1983, la conférence des poids et mesures fixait définitivement
la valeur de c à 297 792 458 m.s-1 et définissait le mètre
comme suit : " Le mètre est la longueur du trajet parcouru dans
le vide par la lumière en 1/299 792 458 s ". Les méthodes de
mesure de c sont devenues des méthodes de mesure de longueurs.
Pour pouvoir connaître la distance en km à laquelle correspond l'année-lumière, il nous faut transformer une année en secondes, unité du système international pour le temps. Une année, c'est 365 jours de 24 heures de 60 minutes de 60 secondes c'est-à-dire 31 536 000 secondes. Une année-lumière, c'est donc 299 792,458 x 31 536 000 = 9,454254955.1012, soit 9 500 milliards de km !
L'étoile
la plus proche de nôtre système solaire, Proxima dans la constellation
du Centaure, est à 4,24 années-lumière, soit environ 40 000 milliards
de km.
Les objets connus les plus lointains sont à 15 milliards d’années-lumière,
soit 140 000 milliards de milliards de km !
L'unité astronomique
L’unité astronomique (UA) est très utilisée dans le système solaire. Elle correspond à la distance moyenne Terre-Soleil, soit 150 millions de km. Mercure est à 1/3 d’UA alors que Pluton est environ à 40 UA de nous.
Le parsec
Le parsec (pc) est une unité compliquée qui simplifie les calculs ! Il est essentiellement basé sur la parallaxe annuelle des étoiles. Cette parallaxe est l’angle noté p sur la figure.
Le parsec
est par définition la distance d’une étoile dont la parallaxe annuelle
est 1" d’arc (2,7.10-4 degré). Connaissant la distance
Terre-Soleil (1 UA) et considérant que les distances Terre-Etoile et Soleil-Etoile
sont égales vu l’ordre de grandeur de la parallaxe, il est facile
de retrouver la valeur du parsec qui est de 206 265 UA soit 30 856 milliards
de kilomètres.
La distance exprimée en Parsecs vaut 1/p lorsque p est exprimé en secondes
d’arc. Le parsec permet aussi de trouver le diamètre réel d’une
étoile en unités astronomiques. (Pour plus d’informations sur le
Parsec, voir Ciel et Espace n° 315).
Grâce à ces exemples on voit la nécessité de définir de nouvelles unités qui permettent de ne plus trop se perdre dans les puissances de dix et de simplifier la vie des astronomes !