Introduction

Le principe de base de la mesure des distances repose sur l'utilisation de chandelles standards que l'on sait reconnaître à distance et dont on a calibré la luminosité. Il s'agit donc de choisir une catégorie d'astres :

1. dont on a toutes les raisons de penser qu'ils ont tous la même luminosité,
2. que l'on peut aisément identifier par l'observation d'un ou plusieurs paramètres indépendants de la distance,
3. qui sont suffisamment lumineux pour qu'on puisse les observer à grande distance.

On distingue principalement deux grandes classes d'indicateurs, primaires et secondaires, selon qu'ils sont basés sur des propriétés d'étoiles individuelles ou d'objets bien connus de notre Voie Lactée, ou qu'ils dépendent de propriétés globales des galaxies... Les premiers donnent accès aux distances à l'intérieur de notre propre Galaxie et jusqu'aux quelques quarante galaxies les plus proches, les seconds atteignent des échelles beaucoup plus grandes et concernent plusieurs milliers d'objets.

Parmi les indicateurs primaires les plus utilisés, on compte la parallaxe spectroscopique, basée sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, les étoiles variables de type RR-Lyrae ou céphéides et les étoiles explosives (novae, supernovae).

Courbe de lumière de l'étoile delta de la constellation de Céphée : la magnitude apparente varie régulièrement en fonction du temps.

Crédit : ASM