<sect1 id="ai-cosmicdist">
<sect1info>
<author
><firstname
>Akarsh</firstname
> <surname
>Simha</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Échelle de distances cosmiques</title>
<indexterm
><primary
>Échelle de distances cosmiques</primary
></indexterm>
<para
>L'échelle de distances cosmiques se réfère à une succession de différentes méthodes que les astronomes utilisent pour mesurer les distances aux astres dans le ciel. Quelques méthodes, comme la <link linkend="ai-parallax"
>parallaxe</link
>, fonctionnent mieux uniquement pour les astres proches. D'autres méthodes, comme l'utilisation du <firstterm
>décalage cosmique vers le rouge</firstterm
> (redshift), fonctionnent mieux pour les galaxies très éloignées. Ainsi il y a plusieurs méthodes, chacune avec leur domaine de validité limitée et par conséquent leur nom. </para>
<sect2>
<title
>Mesures directes</title>
<para
>La base de l'échelle consiste en des astres pour lesquelles les distances peuvent être directement mesurées, comme la lune (veuillez consulter <ulink url="https://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9flecteur_lunaire"
>Mesure de distance lunaire par laser</ulink
>). La même technique utilisant des ondes radio, est appliquée pour trouver la distance à des planètes par exemple. </para>

<para
>Pour les astres proches, la mesure par <link linkend="ai-parallax"
>parallaxe</link
> est possible et fournit la distance à l'étoile. </para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Chandelles standards</title>
<para
>Les <quote
>chandelles standards</quote
> sont des objets dont l'éclat intrinsèque est bien connu. La <link linkend="ai-magnitude"
>magnitude</link
> apparente, qui est facile à mesurer, nous indique la luminosité telle qu'elle nous apparaît et non sa luminosité réelle. Les objets distants sont moins lumineux parce que leur lumière se disperse sur de grandes zones. </para
><para
>En accord avec la <firstterm
>loi du carré inverse</firstterm
> pour l'intensité lumineuse, la quantité de lumière que nous recevons d'un objet diminue avec le carré de la distance. Ainsi la distance à l'objet peut être calculée si l'intensité courante est connue (magnitude absolue <quote
>M</quote
>) ainsi que l'intensité observée sur terre (magnitude absolue <quote
>m</quote
>). Le <firstterm
>module de distance</firstterm
> doit être défini comme suit : </para
><para
>Module de distance = M - m = 5 log<subscript
>10</subscript
> D - 5 </para
><para
>Dans cet exemple, la distance <quote
>D</quote
> est mesurée en <link linkend="ai-parallax"
>parsecs</link
>. </para>
<para
>Pour des chandelles standards spéciales, il existe d'autres façons de calculer l'intensité intrinsèque et par conséquent de calculer leurs distances. </para>
<para
>Les chandelles standards les plus communes utilisées en astronomie sont :  <itemizedlist>

<listitem
><para
>Les céphéides variables : une variété d'étoiles variables périodiques dont la période de variation est liée à son intensité</para
></listitem>

<listitem
><para
>Les variables de type RR de la Lyre : une autre variété d'étoiles variables périodiques avec une relation parfaitement connue entre période et intensité </para
></listitem>

<listitem
><para
>Les supernovas de type Ia : ces supernovas ont une intensité parfaitement connue résultant des lois de physique qui les gouvernent et qui sont utilisées comme des chandelles standards</para
></listitem>

</itemizedlist>
</para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Autres méthodes</title>
<para
>Il existe de nombreuses autres méthodes. Quelques-unes d'entre elles reposent sur la physique des étoiles telles que la relation entre la luminosité et la couleur de types variables d'étoiles (cela est généralement représenté par le <firstterm
>diagramme de Hertzsprung-Russel</firstterm
>). Quelques-unes d'entre elles fonctionnent avec des groupes d'étoiles, telles que la <firstterm
>méthode des groupes en déplacement</firstterm
> et de la <firstterm
>méthode de correspondance à la séquence principale</firstterm
>. La <firstterm
>relation de Tully-Fisher</firstterm
> qui relie l'intensité d'une galaxie spirale à sa rotation, peut être utilisée pour trouver le module de distance, puisque la rotation d'une galaxie se mesure facilement en utilisant <firstterm
>le décalage de l'effet Doppler</firstterm
>. La distance des galaxies lointaines peut être trouvée en mesurant le <firstterm
>décalage cosmologique</firstterm
> qui représente le décalage vers le rouge de la lumière provenant de galaxies lointaines résultant de l'expansion de l'Univers. </para>
<para
>Pour plus d'informations, veuillez consulter <ulink url="https://fr.wikipedia.org/wiki/Mesure_des_distances_en_astronomie"
>Wikipédia sur les échelles de distances cosmiques</ulink
> </para>
</sect2>
</sect1>
