La mesure des distances dans la Galaxie


L’un de problèmes auquel les astronomes ont de tout temps été confrontés est celui de l’échelle des distances dans l’Univers : la mesure de la distance des planètes, étoiles, galaxies et autres objets célestes que nous pouvons observer.

L’échelle des distances en astronomie

Il n’existe hélas pas de méthode unique permettant de mesurer la distance à un corps céleste. Les astronomes sont obligés de travailler étape par étape, en utilisant plusieurs types de méthodes, chacune s’appliquant à un domaine donné, par exemple les étoiles proches ou les galaxies lointaines. Ils doivent construire petit à petit une échelle des distances de l’Univers, en commençant par établir celle des objets les plus proches, du système solaire aux étoiles de la Voie Lactée, puis en s’éloignant peu à peu pour finir par déterminer l’éloignement des galaxies les plus lointaines.

Dans cette échelle des distances, chaque échelon s’appuie sur les précédents. Par exemple, pour déterminer la distance aux étoiles lointaines, il faut d’abord bien connaître celle des étoiles proches. Le problème de ce type de démarche réside dans le fait que si l’une des méthodes est peu précise, toutes les suivantes en pâtissent. En conséquence, la précision des mesures décroît avec la distance : les dimensions du système solaire sont connues avec une très grande précision, mais la distance aux galaxies lointaines souffre d’une grande incertitude.

Le système solaire

L’échelle des distances commence avec le système solaire, le domaine dans lequel les résultats sont les plus précis. Certains astronomes grecs avaient déjà une idée des distances mises en jeu il y a plus de 2000 ans, mais c’est surtout après le XVIIe siècle que les mesures s’affinèrent.

De nos jours, des méthodes très sophistiquées peuvent être utilisées, comme l’étude du mouvements des sondes spatiales qui sillonnent le système solaire, l’utilisation de signaux radars, ou même, dans le cas de la Lune, des mesures à l’aide d’un rayon laser.

Les méthodes géométriques

La deuxième étape consiste à appliquer des méthodes géométriques aux étoiles ou aux amas proches. La méthode de la parallaxe trigonométrique repose sur l’oscillation apparente des étoiles proches dans le ciel du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil. Elle permet de mesurer les distances jusqu’à environ 100 années-lumière depuis un télescope terrestre (mais le satellite Hipparcos a pu aller jusqu’à 1500 années-lumière).

La méthode du point de convergence exploite le fait que toutes les étoiles d’un même amas semblent converger vers un point du ciel. 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 tangentielle (mesurée par l’astrométrie) et radiale (mesurée par l’effet Doppler) de toutes les étoiles. Cette méthode est efficace jusqu’à une distance d’environ 300 années-lumière.

Les méthodes géométriques ont joué un rôle essentiel dans l’histoire de l’astronomie. En effet, en ayant pu mesurer à la fois la distance et la luminosité apparente de plusieurs étoiles, les astronomes ont réussi à calculer leur luminosité absolue. En analysant également le type spectral, ils ont été en mesure d’établir le diagramme de Hertzsprung-Russel qui a joué un rôle fondamental dans notre compréhension des étoiles.

Hyades

Position et vitesse des étoiles de l’amas des Hyades mesurées par le satellite Hipparcos. Le cercle montre la position actuelle de chaque étoile, le trait son déplacement dans les 100.000 ans qui viennent. L’amas se trouve à 150 années-lumière de nous. La plupart des étoiles se déplacent dans la même direction, les autres ne font pas partie de l’amas. Crédit : ESA/SSD/Perryman et al.

La parallaxe spectroscopique

Le diagramme de Hertzsprung-Russel peut également servir à mesurer la distance à des étoiles plus lointaines. En effet, en observant le spectre d’une étoile, on peut déterminer son type spectral. Avec cette information, il est possible d’estimer sa luminosité absolue  grâce au diagramme. En comparant cette dernière à la luminosité apparente de l’étoile, on calcule facilement sa distance. Cette méthode est appelée parallaxe spectroscopique et permet d’atteindre des distances de 300.000 années-lumière. Elle est très souvent la seule méthode applicable à une étoile lointaine, mais elle présente le défaut d’être peu précise.

La méthode précédente peut être améliorée lorsque l’on a affaire à un amas stellaire. Comme toutes les étoiles se trouvent alors à la même distance de la Terre, leurs luminosités sont toutes affectées de la même façon. Si l’on trace le diagramme de Hertzsprung-Russel de l’amas en utilisant les luminosités apparentes, l’effet de la distance est de décaler globalement toute la séquence principale par rapport au diagramme normal. La mesure du décalage donne alors directement la distance en jeu. Cette méthode est bien plus précise que la précédente car le fait d’utiliser un grand nombre d’étoiles permet de réduire largement les incertitudes.


Page mise à jour le 30 août 2017 par Olivier Esslinger