Rapport masse/luminositévignette|Composition proposée de l'Univers observable, constitué de : - 70 % d'énergie noire, - 25 % de matière noire - 4 % de milieu intergalactique et interstellaire - le reste (~ 1 %) constituant la matière visible, car lumineuse.Crédit NASA. En astrophysique et en cosmologie physique, le rapport masse/luminosité, généralement écrit sous la forme M/L et parfois avec le symbole , représente le rapport entre la masse d'un volume donné (typiquement une région de l'Univers observable telle qu'une galaxie ou un amas stellaire) et sa luminosité.
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.
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.
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.
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.
Galaxie petit poisvignette|Les galaxies petit pois du projet Galaxy Zoo vignette|Trois images de galaxies petit pois prises par le télescope spatial Hubble Une galaxie petit pois est un type de galaxie compacte bleue lumineuse qui présente un très fort taux de formation d'étoiles. Les galaxies petit pois sont nommées ainsi car elles sont de petite taille et présentaient un aspect verdâtre sur les images prises par le télescope du Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Spitzer (télescope spatial)Spitzer ou SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) est un télescope spatial infrarouge développé par la NASA. Il est le dernier des quatre « Grands Observatoires » aux caractéristiques complémentaires réalisés par la NASA pour répondre aux grandes interrogations scientifiques de la fin du dans le domaine de l'astrophysique. Son rôle est principalement d'observer la création de l'Univers, la formation et l'évolution des galaxies primitives, la genèse des étoiles et des planètes et l'évolution de la composition chimiques de l'Univers qui sont des phénomènes principalement visibles dans l'infrarouge.
Télescope spatialvignette|Le télescope spatial Hubble en orbite autour de la Terre (1997). Un télescope spatial est un télescope placé au-delà de l'atmosphère. Le télescope spatial présente l'avantage par rapport à son homologue terrestre de ne pas être perturbé par l'atmosphère terrestre. Celle-ci déforme le rayonnement lumineux (...infrarouge, visible, ultraviolet...) et en absorbe une grande partie (surtout infrarouge et ultraviolet).
Naine bruneUne naine brune est, d'après la définition provisoire adoptée, en 2003, par l'Union astronomique internationale, un objet substellaire dont la vraie masse est inférieure à la masse minimale nécessaire à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène mais supérieure à celle nécessaire à la fusion thermonucléaire du deutérium, correspondant à une masse située entre 13 et 75 fois la masse de Jupiter (MJ). En d'autres termes, il s'agit d'un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante.
Champ profond de HubbleLe Champ profond de Hubble, ou HDF pour l'anglais Hubble Deep Field, est une région de l'hémisphère nord de la sphère céleste située dans la constellation de la Grande Ourse, couvrant à peu près un 30 millionième de la surface du ciel, et qui contient environ galaxies de faible luminosité. Cette région a été photographiée par le télescope spatial Hubble en 1995. Elle a une taille de d'arc. Cela équivaut à celle d'un bouton de chemise placé à .
Dispersion des vitessesEn astronomie, la dispersion des vitesses, notée σ, est l'amplitude des vitesses autour de la vitesse moyenne d'un groupe d'objets, tel qu'un amas d'étoiles dans une galaxie. En mesurant les vitesses radiales de plusieurs membres, la dispersion des vitesses au sein de l'amas peut être estimée et utilisée pour calculer la masse de l'amas à partir du théorème du viriel. La vitesse radiale est trouvée en mesurant la largeur Doppler des raies spectrales d’un objet.
Stellar pulsationStellar pulsations are caused by expansions and contractions in the outer layers as a star seeks to maintain equilibrium. These fluctuations in stellar radius cause corresponding changes in the luminosity of the star. Astronomers are able to deduce this mechanism by measuring the spectrum and observing the Doppler effect. Many intrinsic variable stars that pulsate with large amplitudes, such as the classical Cepheids, RR Lyrae stars and large-amplitude Delta Scuti stars show regular light curves.
