Introduction

En astronomie, on n'a en général accès qu'à la position apparente d'un objet sur le ciel, décrite par deux angles sur la sphère céleste, et il est très difficile d'obtenir des informations sur la troisième dimension, le long de la ligne de visée.

Au-delà du Système Solaire, les seules mesures de distance de nature géométriques sont les mesures de parallaxes annuelles des étoiles, mais on ne peut les mesurer que pour les étoiles les plus proches du soleil (plusieurs milliards d'étoiles, quand même, depuis la mission du satellite astrométrique européen Gaia). On utilise donc des méthodes indirectes, appelées indicateurs de distance.

Ces méthodes font en général appel à des distances photométriques : de la comparaison de l'éclat apparent - observé - et de la luminosité intrinsèque de l'objet - induite par une information indépendante - découle la détermination de la distance .

La construction de l'échelle des distances extragalactiques est fragile. Elle repose sur une succession d'étapes, chacune étant calibrée sur la précédente :

• Les mesures de parallaxe permettent d'obtenir la distance des étoiles les plus proches.
• Ces mêmes étoiles servent à estimer les distances d'autres étoiles ou amas d'étoiles plus éloignés...
• ... où sont présentes certaines catégories d'objets suffisamment brillants pour être observés et reconnus dans d'autres galaxies ...
• ... qui à leur tour, par une morphologie ou une caractéristique physique particulière, permettent de deviner la distance de galaxies encore plus lointaines...
• ... pour arriver à la loi de Hubble qui énonce qu'une galaxie lointaine fuit le Soleil proportionnellement à son éloignement.

On voit bien là la difficulté : toute erreur systématique à l'une des étapes se transmet à toute la chaîne.

Portée des différentes méthodes de mesure de distance. Le proche environnement de la Terre peut être sondé par radar, alors que les distances les plus lointaines sont données par la loi de Hubble.

Crédit : DULU