Indicateurs primaires
Avec la méthode de la parallaxe spectroscopique appliquée
aux amas, il est possible de mesurer la distance des étoiles des Nuages de Magellan, mais pas
au-delà. Pour continuer la construction de l'échelle des distances, il faut recourir aux étoiles
variables, RR Lyrae ou céphéides.
C'est cette méthode, qualifiée de parallaxe photométrique, que Harlow
Shapley et Edwin Hubble utilisèrent pour
déterminer la taille de la Galaxie et la distance à Andromède.
Ces étoiles variables ont la particularité d'avoir une luminosité intrinsèque facile à estimer.
En mesurant leur luminosité apparente, il est alors possible, de calculer leur distance. Avec
ce type d'étoiles, qualifiées d'indicateurs primaires, on peut atteindre avec des télescopes
terrestres des distances de l'ordre de 10 millions d'années-lumière, ce qui englobe la galaxie
d'Andromède et tout le Groupe Local. Le
télescope spatial, grâce à sa capacité à
voir des détails très fins, a pu de façon plus récente utiliser cette méthode sur des distances
10 fois supérieures.
Indicateurs secondaires
Pour mesurer la distance des galaxies plus lointaines, celles où les céphéides ne sont plus visibles, il faut faire appel à ce que l'on appelle des indicateurs secondaires. Il s'agit de différents types d'objets beaucoup plus brillants que les céphéides et dont nous sommes en mesure d'estimer la luminosité intrinsèque de façon théorique. La procédure est alors la même. A partir de la mesure de la luminosité apparente, il est facile de remonter à la distance.
Parmi les indicateurs secondaires, on peut citer les supernovae
de type I, qui présentent toujours la même luminosité intrinsèque lorsqu'elles atteignent leur
éclat maximum. On compte aussi les amas globulaires, les étoiles supergéantes bleues et les
novae, chacun de ces groupes d'objets possédant
une luminosité moyenne bien définie. On peut également ajouter les régions
HII, car leur taille maximale dans une galaxie est toujours la même, ce qui permet en mesurant
les dimensions apparentes de remonter à la distance. En utilisant ces indicateurs secondaires,
il est possible de déterminer des distances jusqu'à une centaine de millions d'années-lumière.
Indicateurs tertiaires
Lorsque même ces objets brillants ne sont plus visibles, on cherche à utiliser les propriétés
globales des galaxies, qualifiées d'indicateurs tertiaires. Il existe par exemple une relation,
appelée la loi de Tully-Fisher, entre la luminosité intrinsèque d'une galaxie
spirale et sa vitesse angulaire de rotation. Or, il est possible de déterminer cette dernière
par des observations de l'effet Doppler qui
affecte la raie de 21 cm de l'hydrogène atomique. Il est donc possible de déterminer la luminosité
intrinsèque totale de la galaxie considérée et d'en déduire, connaissant sa luminosité apparente,
la distance.
Une autre relation, la loi de Faber-Jackson, existe pour les galaxies
elliptiques et relie leur luminosité totale à l'agitation des étoiles en leur sein. Cette
dernière est également mesurable grâce à l'effet Doppler et permet finalement de remonter à
la distance. Les divers indicateurs tertiaires permettent en gros d'atteindre des distances
de l'ordre de 500 années-lumière.
Il est possible d'aller encore plus loin en faisant l'hypothèse grossière que toutes les galaxies d'un type donné ont la même luminosité totale. On peut alors atteindre plus d'un milliard d'années-lumière, au prix d'une moindre précision.
La loi de Hubble
A des distances aussi énormes, la vitesse des galaxies est entièrement due à l'expansion
de l'Univers. La vitesse particulière de chacune est complètement négligeable, ce qui n'était
pas le cas pour les plus galaxies proches. Dans ces conditions, les galaxies suivent exactement
la loi de Hubble sur la proportionnalité
entre vitesse et distance.
Ceci a deux conséquences. D'abord nous pouvons utiliser les observations de ces galaxies lointaines
pour estimer la constante de Hubble. Il suffit de prendre un large échantillon de galaxies lointaines,
de déterminer leur vitesse à l'aide de l'analyse
spectrale, et d'estimer leur distance grâce aux indicateurs tertiaires. On peut alors calculer
le rapport vitesse sur distance et estimer la constance de Hubble. Bien sur, la précision ne
sera pas très grande puisque le calcul repose sur toute une chaîne de méthodes différentes et
est donc affecté par l'accumulation d'incertitudes.
La deuxième conséquence se base sur le principe inverse. Une fois la constante de Hubble déterminée,
nous possédons le moyen ultime d'estimer la distance aux galaxies les plus lointaines et aux
quasars. Puisque ces objets obéissent à la
loi, il suffit d'analyser leur spectre pour calculer leur décalage vers le rouge et leur vitesse.
Ce résultat divisé par la constante de Hubble donne alors tout simplement la distance. Cette
méthode fonctionne bien pour les objets les plus éloignés, à condition bien sur qu'il soit possible
de capturer suffisamment de leur lumière pour être en mesure d'effectuer une analyse spectrale.
