La mesure des distances dans l’Univers


Les 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 la galaxie d’Andromède. Ces étoiles variables ont la particularité d’avoir une luminosité absolue 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 utiliser cette méthode sur des distances dix fois supérieures.

Les 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 absolue de façon théorique. La procédure est alors la même : à partir d’une mesure de 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 absolue 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.

Les 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 absolue 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 absolue totale de la galaxie et d’en déduire, connaissant la luminosité apparente, sa 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 d’atteindre des distances de l’ordre de 500 millions d’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 précision moindre.

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.

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 corps obéissent parfaitement 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 sûr qu’il soit possible de capturer suffisamment de leur lumière pour être en mesure d’effectuer une analyse spectrale.


Page mise à jour le 30 août 2017 par Olivier Esslinger