<sect1 id="ai-cosmicdist">
<sect1info>
<author
><firstname
>Akarsh</firstname
> <surname
>Simha</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Échelle de distances cosmiques</title>
<indexterm
><primary
>Échelle de distances cosmiques</primary
></indexterm>
<para
>L'échelle de distances cosmiques se réfère à une succession de différentes méthodes que les astronomes utilisent pour mesurer les distances aux astres dans le ciel. Quelques méthodes, comme le <link linkend="ai-parallax"
>parallaxe</link
>, fonctionne mieux uniquement pour les astres proches. D'autres méthodes, comme l'utilisation du <firstterm
>décalage cosmique vers le rouge</firstterm
>, fonctionne mieux pour les galaxies très éloignées. Alors, il y a plusieurs méthodes, chacune avec leur validité limitée et leur nom. </para>
<sect2>
<title
>Mesures directes</title>
<para
>La base de l'échelle consiste en des astres pour lesquelles les distances peuvent être directement mesurées, comme la lune (veuillez consulter <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_Laser_Ranging_experiment"
>Mesure de distance lunaire par laser</ulink
>). La même technique, utilisant des ondes radio, est appliquée pour trouver la distance à des planètes par exemple. </para>

<para
>Pour les astres proches, la mesure par <link linkend="ai-parallax"
>parallaxe</link
> est possible et fournit la distance à l'étoile. </para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Objets lumineux standards</title>
<para
>Les « Objets lumineux standards » sont des objets dont l'éclat intrinsèque est bien connu. </para
><para
>En accord avec la <firstterm
>loi du carré inverse</firstterm
> pour l'intensité lumineuse, la quantité de lumière que nous recevons d'un objet diminue avec le carré de la distance. Ainsi, la distance à l'objet peut être calculée si l'intensité courante est connue (magnitude absolue : « M » ) ainsi que l'intensité observée sur terre (magnitude absolue : « m » ). Le <firstterm
>module de distance</firstterm
> doit être défini comme suit : </para
><para
>Modulo de distance = M - m = 5 log<subscript
>10</subscript
> d - 5 </para
><para
>Dans cet exemple, la distance « d » est mesurée en <link linkend="ai-parallax"
>parsecs</link
>. </para>
<para
>Pour des objets lumineux standards spéciaux, il existe certaines autres façons de calculer l'intensité intrinsèque et par conséquence de calculer leurs distances. </para>
<para
>Les objet lumineux standards les plus communs utilisés en astronomie sont :  <itemizedlist>

<listitem
><para
>Céphéide Variables : une variété d'étoiles périodique variable, dont la période de variation est liée à son intensité</para
></listitem>

<listitem
><para
>Variables RR de la Lyre : une autre variété d'étoiles variables périodiques avec une relation parfaitement connue entre période et intensité </para
></listitem>

<listitem
><para
>Supernova de type Ia : ces supernova ont une intensité parfaitement connue comme le résultat des lois de physique qui les gouvernent et qui sont utilisées comme des objets lumineux standards</para
></listitem>

</itemizedlist>
</para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Autres méthodes</title>
<para
>Il a de nombreuses autres méthodes. Quelques unes d'entre elles reposent sur la physique des étoiles telles que la relation entre la luminosité et la couleurs de types variables d'étoiles (cela est généralement représenté par le <firstterm
>diagramme de Hertzsprung-Russel</firstterm
>). Quelques unes d'entre elles fonctionnent avec des groupes d'étoiles, telles que la <firstterm
>méthode des groupes en déplacement</firstterm
> et de la <firstterm
>méthode de correspondance à la séquence principale</firstterm
>. La <firstterm
>relation de Tully-Fisher</firstterm
> qui relie l'intensité d'une galaxie spirale à sa rotation, peut être utilisée pour trouver le module de distance, puisque la rotation d'une galaxie se mesure facilement en utilisant <firstterm
>le décalage de l'effet Doppler</firstterm
>. </para>
<para
>Pour plus d'informations, veuillez consulter <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder"
>Wikipédia sur les échelles cosmiques de distance</ulink
> </para>
</sect2>
</sect1>
