Les distances en astronomie

La mesure des distances est une question centrale en astronomie : cet astre qui nous semble si faible, est-ce parce qu'il est peu lumineux et proche de nous, ou bien très lumineux mais très lointain ? Cette étoile qui brille dans le ciel nocturne, comment croire qu'elle est aussi lumineuse que le Soleil ? Comment calculer la luminosité absolue d'une étoile ou d'une galaxie quand on ne connaît que sa luminosité apparente (observée) ? Questions auxquelles il est impossible de répondre tant que l'on n'a pas déterminé la distance de l'objet observé.

Les astronomes ont donc au fil des âges inventé toutes sortes de méthodes pour déterminer les distances de leurs astres favoris. Pour les corps du système solaire et les étoiles proches, la méthode est celle des parallaxes avec toutes sortes de variantes.

Principe de la mesure de la parallaxe d'une étoile proche

Cette animation montre comment la position apparente dans le ciel d'une étoile proche se déplace par rapport aux étoiles plus lointaines, qui semblent fixes. Ce mouvement apparent est en fait dû au mouvement de révolution de la Terre autour du Soleil. La mesure de la distance entre les deux positions extrêmes de l'étoile sur le ciel permet d'estimer un angle qui est la parallaxe de l'étoile. La tangente de cet angle est égale au rapport entre la distance Terre-Soleil (bien connue) et la distance de l'étoile, qui peut donc ainsi être estimée.

Crédit :Astrophysique sur Mesure

Le parsec

La méthode des parallaxes permet de définir l'unité de distance la plus couramment utilisée par les astronomes, le parsec (pc). Le parsec est la distance à laquelle se trouve une étoile qui a une parallaxe d'une seconde d'arc. L'année-lumière est moins utilisée que le parsec dans la littérature astronomique "professionnelle", sans doute parce qu'elle fait un peu double emploi avec le parsec. En effet 1 pc = 3,26 al.

Pour les astres plus lointains, on s'appuie souvent sur des "chandelles standard" : on suppose qu'une certaine classe d'objets a toujours la même luminosité absolue. Connaissant la luminosité apparente de la chandelle standard, on en déduit sa distance : en effet, la luminosité apparente décroit avec le carré de la distance. Une chandelle qui est à 2 millions d'années-lumière de nous est ainsi quatre fois moins lumineuse que celle qui est à 1 million d'années-lumière.

Les astronomes utilisent divers types de chandelles standard, les plus connues étant les étoiles variables Céphéides pour notre Galaxie et les galaxies proches, et un type particulier de supernovae appelées supernovae de type Ia pour les galaxies lointaines.