Mesure des distances en astronomiePlusieurs méthodes ont été identifiées pour mesurer des en astronomie. Chaque méthode n'est applicable que pour une certaine échelle. Le recoupement des méthodes permet, de proche en proche, de mesurer la distance des objets les plus lointains de l'univers observable. Rayon de la Terre La première mesure effectuée en astronomie a été conçue au par Ératosthène. Son calcul est simple : le Soleil est si éloigné que ses rayons arrivent parallèlement en tout point de la Terre.
Principe cosmologiqueLa cosmologie ne peut s’envisager qu’en faisant des hypothèses simplificatrices que l’on appelle des « principes cosmologiques ». Sans cet artifice, il faudrait en effet connaître les vitesses et les positions de toutes les particules dans l’espace, ce qui est tout simplement impossible. On distingue actuellement quatre grands principes : Le principe cosmologique d'homogénéité et d'isotropie ; Le principe cosmologique parfait (ou d'équivalence temporelle) ; Le principe cosmologique global ; Le principe cosmologique de l'Univers fractal.
CosmologieLa cosmologie est une branche de la physique qui regroupe les études scientifiques portant sur les propriétés de l'univers dans son ensemble, sa structure. La cosmologie permet d'étudier l'origine et l'évolution de l'univers. Les théories et les hypothèses permettent d'établir des modèles, qui sont testés avec des observations. La théorie dominante sur l'origine et l'évolution de notre Univers est la théorie du Big Bang. La Terre est une planète de taille relativement modeste (environ km de rayon), en orbite autour d'une étoile de la Séquence principale, le Soleil.
Constante cosmologiqueLa constante cosmologique est un paramètre ajouté par Einstein en février 1917 à ses équations de la relativité générale (1915), dans le but de rendre sa théorie compatible avec l'idée qu'il avait alors d'un Univers statique. La constante cosmologique est notée . Elle a la dimension d'une courbure de l'espace, . Depuis la fin des années 1990, les développements de la cosmologie ont montré que l'expansion de l'Univers, interprétée en termes de masse et d'énergie, pouvait être attribuée à 68 % à une « énergie sombre » dont l'effet est celui de la constante cosmologique.
Horizon cosmologiqueEn cosmologie, l'horizon cosmologique est la limite de l'Univers observable depuis un point donné (en général la Terre). Il correspond à la limite d'où aucun signal, de quelque nature qu'il soit, ne peut être reçu du fait du caractère fini de la vitesse de la lumière et de l'expansion de l'Univers. Il est aussi connu, à la suite de Wolfgang Rindler, comme l'horizon des particules.
Physical cosmologyPhysical cosmology is a branch of cosmology concerned with the study of cosmological models. A cosmological model, or simply cosmology, provides a description of the largest-scale structures and dynamics of the universe and allows study of fundamental questions about its origin, structure, evolution, and ultimate fate. Cosmology as a science originated with the Copernican principle, which implies that celestial bodies obey identical physical laws to those on Earth, and Newtonian mechanics, which first allowed those physical laws to be understood.
Cosmologie non standardUne cosmologie non standard est un modèle cosmologique physique de l'Univers qui a été, ou est toujours, proposé comme alternative au modèle standard de la cosmologie actuellement en vigueur. Le terme non standard s’applique à toute théorie non conforme au consensus scientifique. Comme le terme dépend du consensus en vigueur, sa signification change avec le temps. Par exemple, la matière noire tiède n'aurait pas été considérée comme non standard en 1990, mais l'est en 2010.
Distance comobileLa distance comobile est une caractérisation de la séparant deux objets astronomiques en faisant abstraction de l'expansion de l'Univers, c'est-à-dire en utilisant une unité de longueur qui suit l'expansion de l'univers. La relativité générale est une théorie locale, qui modélise la gravitation, ce qui manque dans la relativité restreinte. L'espace y est une variété riemannienne dont la courbure locale est reliée à la gravitation. La variété elle-même est globale.
Mesure des distances en cosmologieEn cosmologie physique, la mesure des distances cosmologiques consiste à fournir la valeur d'une - ou un équivalent - entre deux objets ou évènements de l'Univers. On utilise souvent les mesures pour lier des quantités observables telles que la luminosité d'un quasar éloigné, le décalage vers le rouge d'une galaxie ou encore la dimension angulaire des pics acoustiques du spectre du fond diffus cosmologique, à une autre quantité qui n'est pas directement observable, mais est plus facile à calculer telles que les coordonnées comobiles des quasars, des galaxies, etc.
LongitudeLa longitude d'un point sur Terre (ou sur une autre sphère) est une coordonnée géographique représentée par une valeur angulaire, expression du positionnement est-ouest du point. Une longitude se mesure par rapport à une référence arbitraire qui, sur Terre, est généralement le méridien de Greenwich. Les points de même longitude appartiennent à une ligne épousant la courbure terrestre, coupant l'équateur à angle droit et reliant le pôle Nord au pôle Sud. Cette ligne est appelée « méridien ».
Facteur d'échelleEn cosmologie, le facteur d'échelle mesure la façon dont la distance entre deux objets, en pratique prise entre deux objets célestes distants, varie avec le temps du fait de l'expansion de l'Univers. Le concept est utilisé quand on considère un modèle cosmologique satisfaisant au principe cosmologique c’est-à-dire homogène et isotrope.
Supernovavignette|Le rémanent de supernova de Kepler (ou SN 1604) vu par les trois grands télescopes spatiaux : Chandra (en rayons X), Hubble (dans le spectre visible) et Spitzer (en infrarouge), avec une vue recombinée (image principale). Une supernova est l'ensemble des phénomènes qui résultent de l'implosion d'une étoile en fin de vie, notamment une gigantesque explosion qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité.
Mesure de la longitudeLa mesure de la longitude révèle un écart est ou ouest par rapport à un axe nord-sud de référence. C'est une mesure complémentaire à celle de la latitude, essentielle pour la navigation. Plus complexe à réaliser, la mesure de la longitude fut un enjeu scientifique, technologique et économique majeur du , en particulier pour les Anglais et les Hollandais, grands conquérants des mers. De longue date les marins savaient aisément mesurer la latitude grâce aux étoiles ou à l'aide d'un sextant, mais jusqu'au il leur était difficile de mesurer la longitude avec exactitude, ce qui était un problème majeur pour les trajets en haute mer.
Supernova à effondrement de cœurvignette|upright=1.3|Représentation d'artiste de SN 1987A. La supernova à effondrement de cœur est l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (). Les types spectraux correspondants sont le , le (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou le (si l'étoile a perdu ses enveloppes d'hydrogène et d'hélium). Ce type de supernova correspond à l'expulsion violente des couches externes des étoiles massives (à partir de ) en fin de vie.
Déviation de la verticaleLa déviation de la verticale (DV) est l'angle entre la verticale (déterminée par la pesanteur) et la perpendiculaire à l'ellipsoïde terrestre. La déviation de la verticale résulte du relief et des anomalies internes de densité de la Terre. DV est un vecteur (composantes ξ, η), qui caractérise la différence entre zénith astronomique (φ, λ) et zénith ellipsoïdique ou géodésique (B, L) : ξ = φ - B = différence de la latitude η = (λ - L).cosφ = (différence de la longitude).
Length measurementLength measurement, distance measurement, or range measurement (ranging) refers to the many ways in which length, distance, or range can be measured. The most commonly used approaches are the rulers, followed by transit-time methods and the interferometer methods based upon the speed of light. For objects such as crystals and diffraction gratings, diffraction is used with X-rays and electron beams. Measurement techniques for three-dimensional structures very small in every dimension use specialized instruments such as ion microscopy coupled with intensive computer modeling.
Cosmologie observationnelleLa cosmologie observationnelle est une sous-branche de l'astrophysique qui étudie la cosmologie à l'aide d'observations. Elle vise à mesurer les grandeurs physiques liées aux paramètres cosmologiques. Bien que ses origines remontent aux premières observations du cosmos, la cosmologie observationnelle devient un domaine scientifique spécifique à partir des années 1920. Elle a pour principaux objets d'analyse les frontières observationnelles de l'Univers, de l'infiniment petit jusqu'à l'infiniment grand, ainsi que la structure et la dynamique de ce dernier.
Groupe localLe Groupe local de galaxies ou, plus simplement, le Groupe local est le groupe de plus de 60 galaxies auquel appartient la Voie lactée. Son diamètre est d’environ de parsecs (soit environ 10 millions d'années-lumière). Le Groupe local semble être un représentant typique des groupes de galaxies qui se trouvent dans l’univers. Il possède à peu près tous les types usuels de galaxies, à l’exception des galaxies elliptiques géantes qui ne sont jamais présentes dans des structures aussi petites.
Détermination de la vitesse de la lumière par Ole Rømervignette| Ole Rømer (1644-1710) était déjà un homme d'État dans son Danemark natal peu de temps après sa découverte de la vitesse de la lumière (1676). La gravure est probablement posthume. La détermination de la vitesse de la lumière par Ole Rømer est la démonstration, en 1676, que la lumière a une vitesse finie et ne voyage donc pas instantanément. La découverte est généralement attribuée à l'astronome danois Ole Rømer (1644-1710), qui travaillait à l'Observatoire royal, à Paris.
Lunar distance (navigation)In celestial navigation, lunar distance is the angular distance between the Moon and another celestial body. The lunar distances method uses this angle, also called a lunar, and a nautical almanac to calculate Greenwich time if so desired, or by extension any other time. That calculated time can be used in solving a spherical triangle. The theory was first published by Johannes Werner in 1524, before the necessary almanacs had been published. A fuller method was published in 1763 and used until about 1850 when it was superseded by the marine chronometer.
