Mouvement et distance des étoiles

Jusqu'au milieu du XVIIIe siècle, les étoiles autres que le Soleil ne présentaient guère d'intérêt pour les astronomes. En effet, au contraire des planètes qui se déplaçaient dans le ciel et dont quelques détails étaient visibles dans un télescope, les étoiles étaient parfaitement immobiles et restaient ponctuelles même dans les meilleurs instruments. Leur étude se limitait donc à des mesures de coordonnées et à l'établissement de catalogues. Il semblait à cette époque que ces objets resteraient pour toujours inaccessibles et hors du champ de la science.

Une première révolution fut accomplie en 1718 lorsque Edmond Halley - le découvreur de la comète - mit en évidence que les étoiles n'étaient pas fixes dans le ciel. L'astronome s'était appliqué à mesurer la position de nombreuses étoiles et à comparer ses résultats avec des observations plus anciennes après correction des effets du mouvement de la Terre. Il se rendit alors compte que certaines positions ne correspondaient pas, ce qui ne pouvait s'expliquer que si les étoiles concernées s'étaient déplacées entre temps. Le dogme de l'immuabilité des cieux perdait ainsi le peu de respectabilité qui lui restait. Les étoiles n'étaient pas fixées sur une immense sphère mais pouvaient librement se mouvoir les unes par rapport aux autres. Vu de la Terre, cela se traduisait par de légères modifications de leur position dans le ciel, de l'ordre d'une seconde d'arc par an pour les étoiles les plus proches.

L'étape suivante dans l'étude des étoiles consistait à déterminer la distance qui les séparait de la Terre. Se trouvaient-elles par exemple juste aux limites du système solaire ou 1000 fois plus loin ou peut-être un million de fois plus loin ? Il s'agissait là d'une question fondamentale puisque qu'elle portait de manière plus générale sur la taille de l'univers. Celui-ci était-il limité au système solaire ou s'étendait-il beaucoup plus loin ?

La méthode de la parallaxe

La première méthode que les astronomes développèrent pour mesurer la distance des étoiles reposait sur des mesures précises de position et sur le phénomène de parallaxe. Pour comprendre celui-ci, vous pouvez faire une expérience très simple. Placez-vous à quelques mètres d'un mur. Allongez votre bras droit, levez un doigt et observez sa position par rapport au mur. Déplacez maintenant votre tête alternativement vers la gauche et la droite sans bouger le bras. Si tout se passe bien, la position apparente de votre doigt par rapport au mur doit changer. C'est ce phénomène, un changement de position apparente d'un objet lointain dû en fait à un déplacement de l'observateur, que l'on appelle la parallaxe.

Les astronomes furent amenés très tôt à essayer d'utiliser la parallaxe pour mesurer la distance des étoiles. En effet, si nous remplaçons votre doigt par une étoile proche et le mur par un fond d'étoiles très éloignées, le même phénomène se produit. Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, les observateurs terrestres sont en mouvement. Ainsi, la position apparente d'une étoile proche par rapport au fond constitué par les étoiles plus lointaines change légèrement. Si le petit déplacement angulaire est mesurable, on peut à partir de quelques connaissances géométriques calculer la distance à cette étoile.

La difficulté majeure pour cette technique réside dans le fait que même les étoiles les plus proches sont très distantes, et donc que leur parallaxe, c'est-à-dire l'angle défini par leur mouvement apparent, est extrêmement faible. C'est pourquoi il fallut attendre 1837 pour qu'une première mesure soit réalisée. Cette année là, l'astronome allemand Wilhelm Bessel détermina que l'étoile 61 Cygni présentait une parallaxe d'un tiers de seconde d'arc. Connaissant la valeur du rayon de l'orbite terrestre, 150 millions de kilomètres, il fut en mesure de calculer la distance à l'étoile, 100 000 milliards de kilomètres, soit 680 000 unités astronomiques ou 11 années-lumière. Avec cette valeur, les astronomes prenaient enfin la mesure de l'immensité des espaces interstellaires et de la taille négligeable du système solaire par rapport à l'univers.

L'échelle des distances

Pour mieux apprécier les distances mises en jeu, nous pouvons construire un petit modèle réduit du voisinage du Soleil. Pour fixer l'échelle, disons que 10 mètres correspondent à une unité astronomique. Le Soleil et la Terre sont alors représentés par deux billes, de diamètres respectifs 90 et 0,8 millimètres, séparées de 10 mètres. Mettons deux autres corps du système solaire en place : Jupiter à 52 mètres du Soleil et Pluton à 400 mètres.

C'est maintenant que nous plaçons les étoiles proches. L'étoile 61 Cygni doit se trouver à 6700 kilomètres du Soleil. Si notre modèle du système solaire est placé à Paris, cela revient à mettre 61 Cygni à Chicago. L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure, se place quant à elle à 2700 kilomètres de Paris, soit la distance de Moscou. Ainsi, même les étoiles les plus proches sont à des distances invraisemblables, des milliers de fois plus grandes que la distance à Pluton, qui est elle-même déjà énorme par rapport à nos standards habituels.

Remarquons encore que sur notre modèle, l'éloignement maximal jamais atteint par un être humain correspond à la distance Terre-Lune soit environ 26 millimètres. Les missions plus classiques, celle de la navette spatiale par exemple, ne se déroulent quant à elles qu'à quelques centièmes de millimètres de la surface de la bille représentant la Terre.

Mais revenons à la mesure des distances grâce à la parallaxe. La principale limitation à cette méthode est la présence de l'atmosphère terrestre. En effet, comme nous l'avons vu, la turbulence atmosphérique déforme les images du ciel et impose, quelles que soient la taille et la qualité des instruments d'observations utilisés, une limite à la précision avec laquelle on peut mesurer la position d'un objet astronomique. Cette limite est de l'ordre de quelques fractions de seconde d'arc. A cause d'elle, les mesures de distance par la méthode de la parallaxe ne donnent de bons résultats que jusqu'à une centaine d'années-lumière, ce qui limite sérieusement le nombre d'étoiles possibles.

La solution moderne pour remédier à ce problème est de placer un instrument d'observation au-delà de l'atmosphère terrestre. C'est ce qui fut réalisé avec le lancement en 1989 d'un satellite d'astrométrie baptisé Hipparcos. Débarrassé des problèmes de turbulence atmosphérique, celui fut en mesure de déterminer la position des étoiles à quelques millièmes de seconde d'arc près et d'observer ainsi des parallaxes jusqu'à 1500 années-lumières du Soleil. On peut citer comme illustration des possibilités d'Hipparcos le cas de l'étoile 70 Virginis. Les mesures faites à partir du sol donnaient des estimations très diverses, entre 29 et 102 années-lumière. Hipparcos observa cette étoile et détermina une valeur de 59 années-lumière, avec une précision de l'ordre de un pour cent, soit à une demi-année-lumière près.

La méthode du point de convergence

Mais il y a un siècle, les astronomes n'avaient pas de satellite à leur disposition et ils devaient donc trouver une deuxième méthode de mesure pour les distances supérieures à 100 années-lumière. Ils y parvinrent en mettant au point une nouvelle technique, appelée la méthode du point de convergence, qui s'appuyait sur des mesures du mouvement apparent de certaines étoiles.

Nous avons vu que les étoiles ne sont pas fixes mais se déplacent dans le ciel. Ces déplacements angulaires observables depuis la Terre ne correspondent qu'à une partie du mouvement réel des étoiles. Si par exemple une étoile se déplaçait dans la direction de la Terre, nous l'observerions fixe dans le ciel. Ainsi, le mouvement réel d'une étoile peut être décomposé en deux composantes : un mouvement tangentiel, accessible par des mesures de position comme celles de Halley, et un mouvement radial, correspondant au déplacement de l'étoile le long de notre ligne de visée et qui peut être évalué à l'aide de l'effet Doppler qu'il induit.

La méthode du point de convergence s'applique aux amas ouverts, des ensembles d'étoiles assez lâches d'une dizaine ou d'une centaine de membres, comme par exemple les Hyades ou les Pléiades. Les étoiles d'un tel amas sont fortement liées et se déplacent toutes dans la même direction. Mais en projection sur la voûte céleste, elles semblent converger vers un même point, de la même façon que les deux bords d'une route semblent converger à l'horizon. Des considérations géométriques permettent alors de déterminer la distance de l'amas si l'on connaît la position du point de convergence, ainsi que les vitesses tangentielles et radiales de toutes les étoiles. En utilisant cette méthode, les astronomes découvrirent par exemple que les Hyades se trouvaient à environ 150 années-lumière du Soleil. De façon plus générale, la technique permit d'obtenir des résultats fiables jusqu'environ 300 années-lumière.