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Comment savoir à quelle distance se trouve une étoile donnée ? Je comprends comment nous calculons la distance réelle de corps plus proches, mais comment savons-nous qu'un quasar est à 30 millions d'années-lumière, ou qu'Andromède est à 2,5 millions d'années-lumière ? S'il vous plaît, expliquez-moi comme si j'avais cinq ans.
gpt
Il existe quelques astuces que vous pouvez utiliser impliquant l'effet de parallaxe, en mesurant un objet à partir de deux endroits différents pour tenter de trianguler sa position, bien que cela devienne moins efficace plus il est éloigné. Il y a aussi un effet doppler qui nous aide : plus un objet est éloigné, plus il s'éloigne de nous rapidement. Quelle que soit la direction, cette règle tient le coup. Si cela vous perturbe, essayez d'imaginer l'univers comme un ballon qui se dilate, et nous sommes un point, placé sur la surface du ballon à l'aide d'un feutre. Une autre étoile est un autre point. Au fur et à mesure que vous soufflez de l'air dans le ballon, tout s'éloigne. Mais ces outils finissent par tomber en panne pour des objets suffisamment éloignés, et il est difficile de faire la différence entre une étoile rouge et faible proche et une étoile plus brillante et plus bleue. Pour ces objets, il existe un miracle en cosmologie, connu sous le nom de [Type Ia Supernova] (URL_0). C'est un peu compliqué à expliquer, mais en gros ça marche comme ça : Disons que vous avez un système stellaire binaire. (Il y en a beaucoup.) Et disons qu'une étoile est plus massive que l'autre. (Beaucoup de ceux-là aussi.) Maintenant, disons que la plus grosse étoile s'est déjà transformée en naine blanche. Il y en a beaucoup aussi. Maintenant, si la plus grande étoile a brûlé, la plus petite étoile ne l'a probablement pas fait. C'est parce que plus une étoile est grande, plus sa durée de vie est * courte *. Les grandes étoiles brûlent plus chaud et plus vite. Maintenant , vous avez ce système binaire , où une naine blanche encercle une sœur hydrogène - hélium . La gravité de la naine blanche est massive, donc l'orbite est susceptible de se désintégrer sous l'effet des forces de marée. Finalement, la naine blanche va commencer à siphonner l'hydrogène de la surface de sa sœur. Maintenant, comme il le fait, il fusionne immédiatement cet hydrogène de sa surface en plus de carbone et d'oxygène, ce dont sont faites les naines blanches. Et ça commence à devenir plus massif. La naine blanche accumule continuellement de la masse jusqu'à ce qu'elle atteigne un point connu sous le nom de * masse de Chandrasekhar * , ( elle est très très proche , mais pas exactement égale à la * LIMITE de Chandrasekhar * ) qui est la limite où la dégénérescence électronique ne peut plus se retenir l'effondrement de l'étoile. Maintenant , voici la partie magique : A ce moment , un temps infiniment court avant d' atteindre la limite , cette étoile White Dwarf est composée à 100 % * * de matière dégénérée * * . Cela signifie que chaque atome de l'étoile est précisément dans le même état quantique. Ou, du moins, ils sont tous dans l'état quantique le plus bas possible pour chaque atome. Pourquoi est-ce pertinent ? Parce qu'au moment où la naine blanche traverse la * masse de Chandrasekhar * , * * chaque atome de l'étoile subit une fusion en même temps ! * * Il s'agit d'une explosion massive et étonnamment énergique, qui anéantit totalement non seulement la naine blanche, non seulement l'étoile sœur, mais aussi le système solaire dans lequel ils vivent. Mais le plus important, parce que chaque naine blanche qui franchit cette limite a exactement la même masse, * * CHAQUE SUPERNOVA DE TYPE Ia EST EXACTEMENT LA MÊME ! * * Ils se ressemblent tous en spectre et en magnitude, et nous pouvons calculer à quoi ils ressemblent ! Ainsi, cette merveilleuse supernova, où chacune se ressemble exactement, nous donne un outil d'étalonnage parfait pour déterminer à quelle distance elles se trouvent. Nous regardons le spectre, réalisons qu'il ressemble au type Ia, seulement décalé vers le rouge d'une certaine quantité, et nous calculons la quantité de décalage vers le rouge, qui nous indique à quelle distance il se trouve. Nous pouvons également comparer ces Ia à d'autres étoiles à proximité pour déterminer ce qu'il y a devant elles et ce qu'il y a derrière.