Chandelle standard

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Une chandelle standard est un objet astronomique qui a une luminosité connue. Plusieurs méthodes importantes permettant de déterminer les distances en astronomie extragalactique et en cosmologie sont basées sur des chandelles standard.

En comparant la luminosité connue (ou sa grandeur logarithmique dérivée, la magnitude absolue) et la luminosité observée (ou sa magnitude apparente) d'une chandelle standard, il est possible de calculer sa distance à l'aide de la formule du module de distance :

est la distance exprimée en parsec, est la magnitude apparente et la magnitude absolue.

Les chandelles standard les plus connues sont :

En astronomie galactique, les sursauts X (des explosions thermonucléaires à la surface d'une étoile à neutrons, souvent désignés par l'anglais X-ray bursts) sont utilisés comme chandelles standard. Les observations des sursauts X montrent parfois un spectre des rayons X indiquant une extension du rayon de l'étoile. Ainsi le flux de rayons X au maximum du réseau doit correspondre à la luminosité d'Eddington, qui peut être calculé une fois que la masse de l'étoile à neutrons est connue (habituellement, on l'estime à 1,5 masses solaires). Cette méthode permet de déterminer la distance de certaines binaires de faible masse émettant des rayonnements X, qui sont peu lumineuses dans la lumière visible, rendant la mesure de leur distance très difficile.

Le principal problème soulevé avec les chandelles standards est la question récurrente de leur réelle standardisation. Par exemple, toutes les observations semblent indiquer que les supernovas de type Ia qui sont à une distance connues ont la même luminosité (corrigée par la forme de la courbe lumineuse). Néanmoins, on ne sait pas pourquoi elles devraient avoir la même luminosité et la possibilité que les supernovas de type Ia distantes aient des propriétés différentes ne peut être exclue.

Cette question n'est pas que philosophique, comme on peut le voir en étudiant l'histoire des mesures de distances utilisant les céphéides. Dans les années 1950, Walter Baade découvrit que les céphéides proches utilisées pour calibrer les chandelles standard étaient d'un type différent de celui utilisé pour mesurer les galaxies proches. Les céphéides proches faisaient partie des étoiles de population I qui sont beaucoup plus riches en métaux que les céphéides distantes, faisant partie de la population II. Cela eut comme conséquence que les étoiles distantes étaient plus lumineuses que ce qui était cru jusqu'alors et les distances admises des amas globulaires, des galaxies proches et le diamètre de la Voie lactée furent soudainement doublées.

Voir aussi[modifier | modifier le code]