La constante de Hubble
Mesurer la vitesse des galaxies: l'expansion de l'Univers
Mais comment en être sûr??
En le mesurant nous-même !! Tout simplement.
Le club s'est donc attelé à cette tâche, les résultats ci dessous, qui seront complétés au fur et à mesure des... mesures essayent de le démontrer:
Le but du jeu
Mesurer la vitesse de galaxies dont la distance nous est connue par d'autres méthodes
(cf.: la relation période/luminosité des Céphéides).
Tracer un graphique pour voir si il y a une relation entre les deux.
Pour cela nous utilisons le télescope de Mars et le spectro Lisa.
L'histoire
MM. Doppler et Fizeau ont découvert en XXX une loi mettant
en relation la vitesse et le décalage de fréquence:
C'est le fameux camion de pompiers: lorsqu'il s'approche le son est plus aigu, lorsqu'il
s'éloigne le son devient grave. Il se passe la même chose avec les ondes lumineuses: Lorsque
l'objet s'éloigne la longueur d'onde est décalée vers le rouge (Redshift) et vers le bleu
(Blueshift) lorsqu'il s'approche.
Connaissant ce décalage on peut en déduire la vitesse. C'est cette loi que nous utiliserons.
M. Lemaitre pense que l'Univers a eu un début, et que depuis il est en expansion. Il parle "d'atome primordial" que des moqueurs appelleront plus tard "big-bang". Mr Einstein a un autre avis !-)
M. Hubble mesure la distance de galaxies proches par des moyens
photométriques.
En utilisant entre autres la relation période/luminosité des Céphéides, relation permettant
de mesurer les distances dans les galaxies pas trop lointaines où on peut voir des étoiles.
Cette relation a été découverte par miss Henrietta LEWITT en XXXX
M. Hubble met en relation le décalage spectral (donc la vitesse) et la distance des galaxies. Il en déduit une constante appelée H. Cette constante sera plusieurs fois modifiée suite à de nouvelles mesures.
De nos jours la valeur adoptée est 70km/s/MPc +/- 10
Limites
Méthode de travail:
Des galaxies à distance connue
Spectre
Plusieurs nuits sur l'année à faire 1 ou 2 selon les observations prévues par ailleurs.
Le T 600 de St Romain avec le spectro Lisa. Caméra Atik 460 ex
Le temps de pose est supérieur à 1h (6 x 600 s typiquement)
Logiciels utilisés:
Acquisition: AudeLa (là)
Traitement: ISIS de Christian BUIL (voir ici son site: bon voyage)
Guidage / pointage Prism 10 (ici)
Principes et technique de mesure:
Il faut repérer et mesurer le décalage des raies spectrales puis le convertir en vitesse.
Tout d'abord il faut faire le spectre d'une galaxie en utilisant télescope
et spectrographe.

Il faut aussi faire des images pour la calibration
En longueur d'onde Lampe spectrale (dit Néon)
En intensité: Etoile de référence (type A ou B)
Une fois traité, ce spectre nous montre des raies, soit en absorption soit en émission,
il faut tout d'abord repérer les raies qui permettront la mesure. (en vérité ce qui est
intéressant c'est la position des raies)
Cela paraît ardu au début puis avec l'expérience on va beaucoup plus vite !
(Pensez à les noter!!)

Le décalage spectral illustré par comparaison de deux galaxies: (écart de vitesse: 780 km/s)

Détail d'une image de comparaison entre M 81 et M 66.
On y voit bien le décalage des raies dû à la différence de vitesse. Certaines (vers 6870)
n'ont pas "bougé": C'est normal ce sont des raies atmosphériques!
M81 (rouge) se rapproche de nous à 45 km/s tandis que M 66 (bleu) s'éloigne à la vitesse
de: 740 km/s
Ensuite il faut mesurer la longueur d'onde de chaque raie et son décalage par rapport
au repos.
Note à benêt: Lorsque la distance est grande le décalage vers le rouge l'est aussi et certaines
raies ne sont pas du tout à leur place "habituelle".
Afin de les repérer plus facilement on peut estimer leur position selon leur vitesse attendue.
C'est le cas pour les z importants (quasars)
Mesure grossière "à la louche" par décalage de vitesse: exemple sur M 66
Juste pour se donner une idée et illustrer ce qui se passe:
M66 et une étoile de référence (ramenée à 0 km/s): raies non alignées

Il faut appliquer un décalage de 740 km/s pour aligner les raies.

La galaxie s'éloigne de nous à 740 km/s +/- XXX
Attention! Cette méthode n'est pas du tout précise.
Mesure précise de la position d'une raie. Exemple sur M104
C'est la méthode la plus précise.
ISIS fait cela très bien! (FWHM) On connait par ailleurs la longueur d'onde au repos de
chacune de ces raies.
Pour plus de précision:
Il est conseillé de mesurer le plus possible de raies pour chaque objet.
Il est donc utile de consigner ses mesures dans un tableur qui permettra de faire facilement
les calculs et des moyennes.
Pour chaque raie on calcule le z puis on fait une moyenne pour chaque galaxie.
Nota: un outil de ISIS (CCF) fait cela, mais je ne l'ai pas essayé.
Exemple sur la raie 5893 (repos) . La position précise de la position mesurée est indiquée: 5915.1133

Soit une vitesse de: (voir dessous) 5915.11-5893)/5893*300000=1119 km/s +∕− 50
(Simbad: 1090)
Cette méthode est plus scientifique et juste!
L'erreur est estimée à 1 pixel ce qui correspond à 51 km/s (arrondi à 50)
Calcul de la vitesse:

Il est alors facile de calculer z "moyen", (une valeur sans unité) (Lm = longueur d'onde mesurée Lr = au repos)
z=(Lm - Lr) / Lr = V / c
De là on trouve la vitesse "brute": la vitesse actuelle entre l'objet et la Terre.
Vb= z * c(c= vitesse de la lumière = 300 000 km/s)
On retrouve alors z héliocentrique, la vitesse à laquelle le système solaire se déplace par rapport à l'objet;
z = V / c
On compare avec ce qui est donné dans la littérature.... suspense....
lien Simbad Simbad
Attention! Certaines galaxies (M 31, M 81..) se rapprochent de nous: c'est qu'elles font partie de notre amas local où la gravité est prépondérante.
Constante de Hubble
On peut passer à la dernière étape: le graphique.
A partir de n'importe quel tableur.
Une colonne pour les distances, une pour les vitesses puis "diagramme"
"dispersion X Y"
Sur ce graphique on trace une droite de régression qui (devrait) nous donner
la valeur de la constante d'expansion de l'Univers.
barre d'erreur
tableur objet/raies calcul z
Raies "utiles"
Liste de raies utiles au repérage (valeur au repos) tableau incomplet

Résultats
Graphique galactique
graph helio
Tableau:
Nota: Au fur et à mesure des observations ce tableau se complètera.

Le graphique:
courbe de régression
V négatives
Observations:
Les .fit peuvent être demandés au concierge du site: toto[at]clubastromars.org



