Relation de Tully-Fisher
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Loi de Tully-Fisher
La Loi de Tully-Fisher est en astronomie une relation empirique établie entre la luminosité intrinsèque d'une galaxie spirale (proportionnelle à sa masse stellaire) et l'amplitude de sa courbe de rotation. Cette relation a été publiée en février 1977 par les astronomes R. Brent Tully et J. Richard Fisher[1]. Celle-ci permet de calculer la magnitude absolue d'une galaxie spirale et par suite leur distance. La relation de Tully-Fisher relie la vitesse de rotation des étoiles autour du centre d'une galaxie spirale avec la luminosité de celle-ci. La luminosité d'une galaxie ne peut être déterminée sans la connaissance de sa distance, et inversement, la connaissance de sa luminosité permet de déduire la distance une fois connu l'éclat de la galaxie vu depuis la Terre, (ce que l'on appelle magnitude apparente). La vitesse de rotation de la galaxie est elle-même aisément mesurable par effet Doppler. Au final la relation de Tully-Fisher permet donc de déterminer la distance de la galaxie. Techniquement, la relation de Tully-Fisher n'est pas une chandelle standard, c'est-à-dire basée sur des objets astrophysiques de luminosité fixée, comme peuvent l'être les supernovae thermonucléaires. Cependant, le relation est relativement directe entre quantités observables (vitesse de rotation et magnitude apparente) et la distance, aussi peut-on parler de « chandelle standard secondaire »
La relation de Tully-Fisher ne marche que pour des galaxies spirales. Elle est inefficace pour les galaxies elliptiques. Ces dernières peuvent cependant voir leur distance déterminée par une autre loi, appelée relation de Faber-Jackson. D'autres méthodes de détermination des distances existent pour les galaxies, comme celles basées sur le plan fondamental.
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