Découvrir l'Univers : Distance - 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 objets célestes que nous pouvons observer. Il n'existe hélas pas de méthode unique permettant de mesurer la distance à un corps céleste. Les astronomes sont alors obligés de travailler 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 les distances aux galaxies lointaines souffrent de grandes incertitudes.

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. Nous avons déjà étudié les deux principales méthodes : la parallaxe trigonométrique, qui repose sur l'oscillation apparente des étoiles proches dans le ciel du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, et la méthode du point de convergence, qui exploite le fait que les étoiles d'un amas semblent converger vers un point du ciel. Ces méthodes sont efficaces jusqu'à une distance d'environ 300 années-lumière et ont joué un rôle essentiel. En effet, en ayant pu mesurer à la fois la distance et la luminosité apparente de plusieurs étoiles, les astronomes ont réussit à calculer leur luminosité intrinsèque. 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.

La parallaxe spectroscopique

Le diagramme de Hertzsprung-Russel peut également servir à mesurer la distance à des étoiles lointaines. En effet, en observant le spectre d'une étoile, on peut déterminer son type spectral. Avec cette information, il est possible d'estimer, grâce au diagramme, sa luminosité intrinsèque. Enfin, 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 largement réduire les incertitudes.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html