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Juste ici il y a une photo de Henrietta Swan Leavitt.
Et elle a fait,
il y a un peu plus d'une centaine d'année - c'est à dire au début des années 1900 -
pendant qu'elle travaillait pour Edward Charles Pickering, qui était astronome à Harvard,
pendant qu'elle travaillait pour son observatoire,
elle a fait - indiscutablement -
une des plus grandes découvertes de toute l'astronomie.
Et probablement - eh bien - je dirais que c'est une des trois premières decouvertes
car ceci a permis à des gens comme Hubble
de commencer à comprendre que l'Univers était en expansion.
Ou même de pouvoir penser comment
mésurer les distances vers des objets bien au délà
de capacités des outils tels que la parallaxe.
Nous avons vu qu'avec la parallaxe vous devez avoir
des instruments extremement précis
juste pour mesurer des distances vers des étoiles,
relativement prôches de nous,
des instruments très précis pour aller vers des étoiles
plus éloignées dans notre galaxie.
Et même aujourd'hui nous n'avons pas ces intruments
très précis pour mesurer des choses au-delà de notre galaxie.
Mais grâce à Henrietta Swan Leavitt,
nous sommes capables d'approximer ou d'avoir
une bonne idée de la distance vers les objets au-delà de notre galaxie.
Donc pensons à ce qu'elle a fait.
Son travail était de littéralement classer les étoiles dans
Le Grand Nuage de Magellen (j'ai du mal à le pronnoncer)
et Le Petit Nuage de Magellan.
Et voici à quoi ils ressemblent vus de l'Hémisphère Sud.
Celui-ci est le Grand.
Et celui-ci le Petit.
Et souvenez-vous que ceci était avant que Hubble réalise,
ou montre au monde entier,
qu'il y a des étoiles au-delà de notre galaxie,
qu'il y a des galaxies au-delà de notre galaxie.
Donc à cette époque les gens ne savaient même pas,
que ceux-ci étaient des galaxies séparées.
On disait juste, "Hé, il y a ces taches,
ou bien ces groupes d'étoiles qu'on voit là
dans l'Hémisphère Sud."
Et pour vous donner une idée où ils sont par rapport
à notre galaxie, la Voie Lactée,
ceci n'est pas une photo réelle -
on ne peut pas prendre une photo de ce point d'observation.
Il serait très, très loin,
mais ça c'est la galaxie de la Voie Lactée,
et ça c'est le Petit Nuage de Magellan,
et ça c'est le Grand Nuage de Magellan.
(je m'améliore)
Donc son boulot était de classifier les différentes étoiles
qu'elle voyait.
Mais pendant qu'elle classifiait,
elle regardait ces choses appelées variables.
Et il s'avère qu'elle regardait à une
classe d'étoiles appelée étoiles variables Céphéides.
Et il y a deux choses intéressantes avec ces étoiles:
Elles sont super-mega brillantes;
elles sont environ 30 000 fois plus lumineuses que le soleil,
et elles sont de 5 à 20 fois plus massives que le soleil,
5 - 20 fois la masse du soleil.
Mais ce qui les rend intéressantes c'est que
elles sont vraiment brillantes donc elles sont visibles de très loin.
On peut voir les Cépheides variable
depuis une autre galaxie,
en fait on peut les voir même bien au-delà du Petit Nuage de Magellan
ou du Grand Nuage de Magellan.
On peut voir ces étoiles dans d'autres galaxies.
Et ce qui est encore plus intéressant
c'est que leur intensité est variable,
elles deviennent plus brillantes ou plus faibles
avec une période bien définie.
Donc si vous regardez une étoile variable Céphéide
(et ceci e juste une sorte de simulation,
un simulation très bon marché),
elle peut ressembler à ça
et puis, au bout de trois ou quatre jours,
son intensité peut se réduire et ça ressemble à ça.
Ensuite, à nouveau, après trois - quatre jours,
ça ressemble à ça.
Et ensuite à nouveau à ça.
Donc son intensité lumineuse croît et décroît
avec une période bien définie.
Donc si ceci prend trois jours,
et ceci encore trois jours,
alors la période -
un cycle entier
pour aller vers une intensité basse et à nouveau vers une intensité haute -
sera de six jours.
Donc ceci est une période de six jours.
Et ce que Henrietta Leavitt a vu -
et ce n'était pas évident.
Elle a tracé...
Elle a supposé que tous les objets dans chacun de ces nuages
étaient à peu peu près à la même distance;
tout objet dans le Grand Nuage de Magellan
et à peu près à la même distance.
Et ceci est manifestement pas exact.
Ceci est une galaxie toute entière donc vous avez évidemment
des objets plus éloignés dans la galaxie,
et des objets plus proches.
Vous avez des étoiles ici,
et là.
Et leur distance ne sera pas exactement la même par rapport à nous.
Nous sommes probablement ici quelque part.
Mais ça sera plutôt proche.
Ce n'était pas une mauvaise approximation.
Et en faisant cette supposition, elle a vu quelque chose d'assez clair.
Si elle traçait...
Laissez moi tracer ceci ici.
Donc elle a tracé sur l'axe horizontal
la luminosité relative.
Donc, réellement,
la seule chose qu'elle pouvait mesurer c'était la brillance apparente,
et elle supposait qu'elles étaient toutes à la même distance.
Donc, évidemment,si vous avez une étoile plus brillante
mais qu'elle est bien, bien plus loin,
elle apparaitra plus faible.
Donc si vous supposez qu'elles sont toutes à la même distance
à peu près à la même distance,
alors la brillance apparente vous dira quelle est
la brillance réelle de l'étoile.
Donc elle a tracé la luminosité relative de l'étoile
sur une axe.
Et sur l'autre axe
elle a tracé la période de ces étoiles variables.
Et ce que je vais faire,
je vais faire ça en utilisant une échelle logarithmique.
Donc disons que ceci est exprimé en jours.
Donc ça c'est un jour, ça c'est dix jours,
ça c'est cent jours, juste ici.
Donc une échelle logarithmique parce j'y vais par puissances de 10.
Je pourrais dire...
Si on prend le log de ceci,
ceci sera 0,
ceci sera 1, ceci sera 2.
Donc c'est que j'utilise comme échelle.
Donc j'utilise le log de la période.
Ou je les note juste 1, 10, 100
mais je prends un espacement égal
pour ces facteurs de 10.
Quand vous tracez sur cette échelle:
la luminosité relative vs. la période -
elle a obtenu un graphique qui ressemblait à ça.
Et - évidement - ceci n'est pas exact.
Elle a obtenu un graphique qui ressemblait à ça.
C'était une relation à peu près linéaire,
quand vous tracez la luminosité relative
contre le log de la période.
Donc il y a évidemment une échelle logarithmique ici,
et ainsi on peut tirer une ligne droite.
Et pourquoi, vais-je prétendre -
et je crois que beaucoup de gens vont prétendre -
ceci est une des plus importantes découvertes en astronomie
si vous connaissez...
Car imaginez quel est le problème ici:
Nous pouvons regarder toutes ces étoiles dans l’espace.
Disons que vous regardez une partie du ciel,
et vous regardez à quelque chose qui ressemble à ça,
donc c'est vraiment brillant.
Et après vous voyez quelque chose de faible
qui ressemble à ça.
Donc si vous avez une compréhension très superficielle,
vous diriez, "oh, cette étoile est plus brillante."
Vous diriez que ceci est une étoile intrinsèquement plus brillante.
Mais comment savez-vous ça?
Peut-être qu'au lieu d'être brillante,
peut-être qu'elle est une étoile plus faible,mais plus proche.
Peut-être que ceci est une étoile plus proche.
Peut-être que ceci est une galaxie entière,
mais elle est tellement loin,que vous ne pouvez même pas le dire.
Mais tout d'un coup
grâce aux travaux d'Henrietta Leavitt,
si quelqu’un observe une de ces variables Céphéides dans une autre galaxie,
vous connaissez sa brillance relative
comparée à celle d'autres variables Céphéides.
Donc si vous pouvez placer exactement juste une de ces variables Céphéides,
si vous connaissez exactement la distance vers l'une d'entre elles,
alors vous connaissez sa luminosité absolue,
alors vous savez la luminosité absolue
de n'importe quelle autre étoile variable Céphéide.
Donc, disons qu'en utilisant la parallaxe,
qui est l'autre outil que nous avons,
on trouve...
Disons qu'il y a une étoile dans notre galaxie
et disons qu'en utilisant la parallaxe
nous arrivons à avoir une mesure à peu près convenable
qui serait - je ne sais pas -
disons qu'elle est à 100 années lumière.
Et cette étoile est une variable Céphéide.
Et disons que ça période est d'un jour.
Donc maintenant nous savons quelque chose d'intéressant.
Nous savons que les étoiles variables ayant une période d'un jour,
et situées à 100 années lumière de nous
vont ressembler à ça.
Vont ressembler au dessin d'ici.
Donc si après on voit une variable Céphéide
avec une période d'un jour -
donc elle devient plus lumineuse et plus faible au cours d'une journée
(et peu-être qu'elle se déplace vers le rouge aussi)
mais peut-être qu'elle apparait plus faible;
qu'elle ressemble à ça -
maintenant nous savons que si elle était à 100 années lumière,
elle aurait du avoir cette luminosité,
Donc basée sur combien de fois elle est plus faible,
on peut déduire de combien elle est plus éloignée
cette étoile variable Céphéide.
Si ça vous embrouille un petit peu,
je le ferai un peu plus en détail dans les prochains vidéos,
et nous allons avoir une vue plus précise de comment marchent les maths.
Mais ça a été une grande découverte.
En découvrant cette classe d'étoiles, les Céphéides variables -
Ce n'est pas elle qui les a découvert;
les gens savaient avant elle qu'il y avait
ces étoiles qui devenaient plus brillantes et plus faibles. -
Mais sa grande découverte fut cette
relation linéaire entre la luminosité relative de ces étoiles
et leur période.
Car ainsi, si nous observons des étoiles variables Cépéhides dans
d'autre galaxies
ou amas galactiques,
en observant leur période,
nous connaissons leur luminosité relative réelle.
Et ensuite nous pouvons deviner à quelle distance se trouvent réellement ces choses.
Non, nous pouvons ESTIMER à quelle distance elles sont réellement.