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.
Gaia (satellite)Gaia est une mission spatiale astrométrique consacrée à la mesure de la position, de la distance et du mouvement des étoiles, développée par l'Agence spatiale européenne (ESA). Le projet est retenu en 2000 comme pierre angulaire du programme scientifique Horizon 2000+. Le satellite Gaia est lancé avec succès le , pour une mission de cinq ans qui est prolongée en cours d'opération jusqu'à fin 2020. Il prend la suite du satellite Hipparcos, lancé en 1989, qui a brillamment démontré les capacités des engins spatiaux dans le domaine de l'astrométrie.
Catalogue d'étoilesthumb|375px|Une illustration de la constellation de Persée (d'après Persée de la mythologie grecque) tirée du catalogue d'étoiles publié par l'astronome allemand Johannes Hevelius en 1690. Un catalogue d'étoiles est un catalogue astronomique recensant des étoiles. Les étoiles regroupées dans un tel catalogue peuvent couvrir tout le ciel (dans la limite observationnelle de ceux qui le créent), se limiter à une région du ciel, aux étoiles plus brillantes qu'une certaine magnitude ou situées en deçà d'une certaine distance, ou encore aux étoiles doubles et multiples ou aux variables par exemple.
Céphéidethumb|Une céphéide variant sur une période de quelques jours. Une céphéide est une étoile variable, géante ou supergéante jaune, de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de plus lumineuse, dont l'éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours, d'où elle tire son nom d'étoile variable. Elles ont été nommées d'après le prototype que constitue l'étoile δ de la constellation de Céphée.
Sommet de la branche des géantes rougesEn astrophysique, le sommet de la branche des géantes rouges, généralement désigné dans la littérature par son équivalent anglophone Tip of the Red Giant Branch et abrégé TRGB, est une méthode d'évaluation des distances extragalactiques utilisant la luminosité infrarouge maximum des géantes rouges de population II. Il tire son nom du diagramme de Hertzsprung-Russell, représentant la luminosité des étoiles en fonction de leur indice de couleur, c'est-à-dire de leur température de surface, diagramme dans lequel les géantes rouges forment une branche latérale partant de la séquence principale en direction du bord supérieur droit du diagramme.
Branche des géantes rougesvignette|droite|upright=1.4|Diagramme de Hertzsprung–Russell de l'amas globulaire M5. La branche des géantes rouges part de la fine branche horizontale des sous-géantes vers le haut à droite, avec certaines étoiles RGB plus lumineuses marquées en rouge. La branche des (étoiles) géantes rouges (en anglais : red-giant branch ou RGB), appelée parfois la première branche des géantes, est la partie de la branche des géantes avant que la combustion de l'hélium ne démarre, lors de l'évolution stellaire.
Stellar parallaxStellar parallax is the apparent shift of position (parallax) of any nearby star (or other object) against the background of distant stars. By extension, it is a method for determining the distance to the star through trigonometry, the stellar parallax method. Created by the different orbital positions of Earth, the extremely small observed shift is largest at time intervals of about six months, when Earth arrives at opposite sides of the Sun in its orbit, giving a baseline distance of about two astronomical units between observations.
Distance (mathématiques)En mathématiques, une distance est une application qui formalise l'idée intuitive de distance, c'est-à-dire la longueur qui sépare deux points. C'est par l'analyse des principales propriétés de la distance usuelle que Fréchet introduit la notion d'espace métrique, développée ensuite par Hausdorff. Elle introduit un langage géométrique dans de nombreuses questions d'analyse et de théorie des nombres.
Géante rougevignette|Comparaison de la taille de la géante rouge Aldébaran et de celle du Soleil. Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées.
Branche asymptotique des géantesvignette|upright=1.5|L'évolution des étoiles de différentes masses est représentée dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. La branche asymptotique des géantes est ici désignée par AGB sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0,6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie.
Kepler (télescope spatial)Kepler est un télescope spatial développé par l'agence spatiale américaine, la NASA, pour détecter des exoplanètes. Lancé en 2009, Kepler a pour objectif d'effectuer un recensement des exoplanètes détectables situées dans une région de la Voie lactée de (0,28% du ciel) en observant sur une période de plus de trois ans l'intensité lumineuse de pré-sélectionnées. Kepler est doté d'un détecteur dont la sensibilité lui permet d'identifier des planètes de type terrestre et ainsi de recenser les planètes semblables à la nôtre gravitant autour d'étoiles similaires au Soleil.
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.
Système photométriqueEn astronomie, un système photométrique est un ensemble choisi de filtres, chacun ayant une bande spectrale bien définie, et couvrant un domaine spécifique du spectre électromagnétique. Système photométrique UBV Le système UBVRIJKLMNQ, aussi appelé « système photométrique de Johnson », est un système photométrique répandu comprenant des bandes spectrales situées entre l'ultraviolet proche et l'infrarouge moyen.
Étoile géanteUne étoile géante, aussi appelée simplement géante quand ce n'est pas ambigu, est une étoile de classe de luminosité ou . Une géante de classe de luminosité est dite brillante ; une géante de classe de luminosité , bleue ou rouge, selon son type spectral. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale. Elles se situent, pour une température effective donnée, entre les étoiles supergéantes (de classe de luminosité ) et celles de la séquence principale () quant à leur rayon (10–100 rayons solaires) et à leur luminosité (10– luminosités solaires).
Branche horizontaleLa branche horizontale est une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell relative à un stade de l'évolution stellaire suivant immédiatement celui de la branche des géantes rouges après le flash de l'hélium. Elle concerne les étoiles ayant une masse du même ordre que celle du Soleil, dont la luminosité a crû et la température superficielle a décru régulièrement lors de l'ascension de la branche des géantes avant de brutalement changer de direction sur le à la suite du flash de l'hélium : à ce stade, ces étoiles ont une luminosité relativement constante alors que leur température superficielle augmente progressivement, ce qui se traduit par un parcours horizontal vers la gauche sur le .
Photométrie (astronomie)vignette|La courbe de lumière d'Eta Carinae. En astronomie, la photométrie, aussi nommée astrophotométrie pour la distinguer de l'étude homonyme en optique, désigne l'étude de l'intensité lumineuse des étoiles et de sa variabilité. Elle s'oppose en quelque sorte à la spectroscopie qui s'attache à l'étude des spectres des étoiles, ou à la polarimétrie qui s'occupe du degré de polarisation de la lumière provenant des sources astronomiques.
Red clumpvignette|Diagramme HR montrant le grumeau rouge marqué par RC sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . En astronomie, le en (en français grumeau rouge) désigne une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell correspondant aux géantes rouges de — c'est-à-dire dont la métallicité est du même ordre que celle du Soleil — tirant leur énergie d'une part de la fusion de l'hélium en par réaction triple-alpha au cœur de l'étoile et d'autre part de la fusion de l'hydrogène par réaction proton-proton dans une enveloppe autour du cœur.
DonnéeUne donnée est ce qui est connu et qui sert de point de départ à un raisonnement ayant pour objet la détermination d'une solution à un problème en relation avec cette donnée. Cela peut être une description élémentaire qui vise à objectiver une réalité, le résultat d'une comparaison entre deux événements du même ordre (mesure) soit en d'autres termes une observation ou une mesure. La donnée brute est dépourvue de tout raisonnement, supposition, constatation, probabilité.
Supergéante rougeLes étoiles de type supergéantes rouges sont des étoiles massives qui ont terminé leur vie sur la séquence principale. Elles ont consommé l'ensemble de leur hydrogène dans leur cœur. Puisque la pression vers l'intérieur liée à la force gravitationnelle n'est plus contrebalancée par la pression de radiation créée dans le cœur par les réactions nucléaires, le cœur s'effondre lentement. Cet effondrement dégage une importante quantité d'énergie gravitationnelle qui provoque l'expansion de l'enveloppe de l'étoile.
Étoile binaireEn astronomie, une étoile binaire ou binaire, appelée aussi système (stellaire) binaire ou étoile double physique, est un type de système binaire composée de deux étoiles orbitant autour d'un centre de gravité commun. Le terme « étoile binaire » a apparemment été inventé par William Herschel en 1802 pour indiquer . Au , des étoiles binaires sont classées en différents types selon leurs propriétés observables : binaire visuelle, binaire astrométrique, binaire spectroscopique et binaire à éclipses.
