Description de l'image : La parallaxe annuelle sert à évaluer la distance d'une étoile. Les scientifiques mesurent l'angle de parallaxe en relevant la position d'une étoile sur la voute céleste, à 6 mois d'intervalle. Pour cela il suffit de prendre la mesure depuis une position de la Terre sur son orbite, et de mesurer à nouveau 6 mois plus tard lorsque la Terre est de l'autre côté du Soleil. Le diamètre de l'orbite terrestre est de ≈300 millions de km, l’angle de parallaxe donne la distance par un simple calcul trigonométrique.
La mesure des distances dans notre vaste Univers observable est fondamentale en astrophysique car il devient alors possible d'estimer les propriétés intrinsèques de l'objet observé. Malheureusement il est très difficile d'obtenir une grande précision. Pour mesurer les grandes distances cosmiques de l'univers, les astronomes enchainent plusieurs méthodes de calcul sur des objets toujours plus éloignés. La mesure d'un objet proche doit être faite en toute confiance car les méthodes sont liées entre elles et chaque méthode de mesure permet de calibrer la suivante.
L'image du monde qui nous entoure est reconstituée en temps réel par notre cerveau à partir de deux séries d'informations.
Nos deux yeux sont espacés de quelques centimètres, l'image reçue par chacun de ces récepteurs est donc légèrement différente. En effet, pour l'objet observé, chaque œil donne une position par rapport à un arrière-plan plus lointain et immobile. Un objet qui n'a pas la même position par rapport à l'arrière-plan, provoque un effet d'optique que l'on appelle l'effet de parallaxe. C'est cet effet qui permet à notre cerveau de reconstruire une image en trois dimensions afin d'appréhender la distance de l'objet.
En astronomie, la parallaxe est l'angle sous lequel est vu l'objet observé depuis deux points éloignés l'un de l'autre (plus les points d'observation sont éloignés et plus l'angle de parallaxe est grand, donc facile à mesurer).
Pour les astres du système solaire, c'est le rayon équatorial de la Terre (6 378 km), qui a été choisi. La parallaxe équatoriale est l'angle sous lequel un observateur situé au centre de l'objet observé voit le rayon terrestre.
Cet angle nous donne directement la distance de l'objet par un simple calcul trigonométrique. Par exemple, pour une distance moyenne de la Lune de 384 400 km, la parallaxe équatoriale lunaire est de ≈57' et le diamètre apparent de la Lune est de ≈31' soit ≈½ degré.
Pour mesurer la distance des étoiles de notre Galaxie, la référence est le demi-grand axe de l'orbite terrestre (149 597 870 700 mètres ou 1 Unité Astronomique). Pour mesurer cette parallaxe annuelle, il suffit d'observer l'étoile deux fois, à six mois d’intervalle. Autrement dit les astronomes mesurent l'angle de parallaxe annuelle en mesurant une première fois la position d'une étoile puis mesurent à nouveau, 6 mois plus tard, lorsque la Terre est à l'opposé sur son orbite. Cependant ce n'est pas si facile à mesurer car plus l'étoile est loin de la Terre et plus la parallaxe est faible.
Par exemple, pour l'étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure (Alpha Centauri C) située à 4,244 années-lumière, la parallaxe n'est que de 0.7 secondes d'arc, ce qui est infime, il y a 360 degrés dans un cercle, dans chaque degré il y a 60 minutes d'arc et dans chaque minute il y a 60 secondes d'arc. Mais la précision de la mesure depuis la Terre ne permet de mesurer que quelques étoiles situées à quelques dizaines d'années-lumière.
Depuis l'espace, grâce au satellite Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite), on peut mesurer les parallaxes de 120 000 étoiles avec une précision de 2 à 4 millisecondes d'arc. En 2013, le satellite Gaia a succédé à Hipparcos.
Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) a établi un catalogue d'un milliard d'étoiles avec une précision allant jusqu'à 10 microsecondes d'arc.
Description de l'image : Les céphéides dont la luminosité est connue, deviennent des "chandelles standards" pour mesurer la distance des étoiles lointaines et celle des galaxies proches. La luminosité intrinsèque des céphéides classiques croît avec leur période de clignotement. Crédit NASA
Pour mesurer la distance des étoiles très lointaines, la méthode des parallaxes n'est plus possible car imprécise. Les astronomes utilisent une autre méthode, celle des "chandelles standards".
Dans les années 1910 à l'université Harvard, Henrietta Leavitt (1868-1921) classe les céphéides des nuages de Magellan (deux galaxies naines voisines de la Voie lactée situées entre 150 et 200 années-lumière). Une céphéide est une étoile dont l'éclat varie selon une période bien définie (entre 1 et 135 jours). C'est en 1908 que la première bougie standard a été découverte de manière inattendue, grâce à l'intuition d'Henrietta Leavitt. Elle s'aperçoit que les périodes des céphéides sont d'autant plus grandes que celles-ci sont brillantes. La luminosité intrinsèque des céphéides classiques croît ainsi avec leur période. En d'autres termes, plus une céphéide est grosse et brillante, plus sa fréquence de pulsation est lente. Elle trouve une relation liant la période de variation (temps entre deux maximums ou minimums) à la luminosité apparente de ces étoiles.
Ainsi, il suffit de mesurer la distance précise d'une de ces céphéides avec la méthode de la parallaxe, pour obtenir une relation générale liant les périodes et les luminosités absolues des céphéides.
Cette mesure est réalisée pour la première fois en 1916, à l'université Harvard par Harlow Shapley (1885-1972) qui complète la découverte d'Henrietta Leavitt. À partir de cette date, les céphéides dont la luminosité intrinsèque est connue, deviennent des "chandelles standards" pour mesurer la distance des étoiles lointaines et celle des galaxies proches.
La luminosité apparente d'un objet dépend donc de sa luminosité absolue et de sa distance. C'est en observant les étoiles variables de type céphéides que l'astronome Edwin Hubble (1889-1953) a mesuré en 1923 la distance de la galaxie spirale M31 (Andromède, la plus proche de la Voie lactée), à l'aide du télescope de l'observatoire du Mont Wilson, près de Pasadena en Californie.
Description de l'image : Supernova SN 2014J dans la galaxie du Cigare (M82). L'explosion de l'étoile est montrée par la flèche, dans la partie droite de cette galaxie remarquable pour son disque bleu vif. Bright Supernova in M82 Image Crédit : Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona.
Pour les galaxies lointaines, les télescopes ne peuvent plus distinguer leurs étoiles individuellement. Les astronomes doivent s'appuyer sur des objets extrêmement brillants aussi brillants qu'une galaxie. L'objet utilisé est la supernova de type 1a.
Les supernovæ sont des évènements rares dans notre voie lactée, un à trois par siècle, par contre à l'échelle de l'univers, on en observe tous les jours.
Une supernova de type 1a correspond à l'explosion intégrale d'une naine blanche ayant franchie la masse limite de Chandrasekhar (lorsque le rayon de l'étoile diminue, la masse tend vers une limite de 1,44 masse solaire). En raison de leurs propriétés physiques, les naines blanches alimentées par la matière d'un compagnon proche, ne peuvent dépasser cette limite.
La supernova SN 2014J de type 1a se situe dans la Galaxie du Cigare (Messier 82) à 11,5 ± 0,8 millions d'années-lumière.
Cette chandelle standard de la cosmologie va permettre de déterminer les distances extragalactiques.
Parce qu'elles explosent toujours au même point (masse limite), les supernovæ de type 1a ont toujours à peu près la même luminosité intrinsèque après avoir atteint leur luminosité maximale. Les supernovæ de type 1a, très brillantes et visibles à de très grandes distances, servent donc de chandelles standards.
Pour calibrer la méthode, il faut utiliser des supernovæ de type 1a assez proches pour être mesurées par la méthode des céphéides. Les scientifiques connaissent quelques dizaines de supernovæ de type 1a suffisamment proches.
Les supernovæ de type 1a vont permettre de mesurer la distance des galaxies lointaines jusqu'à plusieurs milliards d'années-lumière.
Description de l'image : Raies spectrales d'absorption dans le spectre optique d'un superamas de galaxies lointaines (panneau supérieur) comparé à un objet proche, le Soleil (panneau inférieur). Les flèches indiquent le décalage vers le rouge ou l'augmentation des longueurs d'onde d'énergie plus faible. Crédit : Georg Wiora
Pour les galaxies encore plus lointaines, les astronomes utilisent la méthode du décalage vers le rouge des raies d'absorption du spectre électromagnétique.
Ce décalage vers le rouge ou redshift, sert à mesurer la durée du voyage de la lumière. Plus la lumière est "vieille", plus le redshift est grand.
Chaque élément chimique ou molécule laisse des traces différentes sur ce spectre. Ces traces apparaissent à des longueurs d'onde très spécifiques (raies d'absorption). Mais si une galaxie s'éloigne de nous, sa lumière s'étire et les longueurs d'onde de ces empreintes chimiques se décalent vers le rouge. Ce décalage est lié à la distance de la galaxie par la loi de Hubble. Cette loi stipule que plus une galaxie est éloignée, plus elle s'éloigne rapidement de nous à mesure que l'univers s'étend. En mesurant le décalage vers le rouge, les astronomes ont pu repérer les premières galaxies proches du Big Bang.
Ainsi la lumière nous dévoile la distance des objets cosmiques proches et lointains, les astronomes savent aujourd'hui calculer les distances jusqu'au plus profond de l'Univers observable (environ 13 milliards d'années-lumière).
N. B. : Le décalage vers le rouge (redshift) est un décalage vers les grandes longueurs d'onde des raies spectrales et de l'ensemble du spectre du domaine visible. Il existe une corrélation entre la distance et le décalage vers le rouge des spectres optiques des galaxies. Le redshift est la méthode la plus utilisée pour mesurer la distance des objets extragalactiques. Ce phénomène observé dans la lumière des objets astronomiques lointains est la preuve de l'expansion de l'Univers (dilatation de l'espace) et du Big Bang.
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