L'Univers: Sommaire

L’échelle des distances dans l’Univers

Jusqu’au début du XXsiècle, il n’apparaissait pas possible de mesurer les distances des astres autrement que par la méthode dite de la parallaxe géométrique : si l’on observe la position apparente d’un objet proche par rapport à des objets supposés très éloignés, on constate que cette position apparente varie selon l’emplacement de l’observateur. En 129 avant J.-C., Hipparque avait déjà réussi à mesurer ainsi la distance de la Terre à la Lune : 384 000 kilomètres, dans nos unités actuelles ; en ce qui concerne le Soleil, situé à 150 millions de kilomètres de la Terre, il fallut attendre le XVIIsiècle. On utilisa à cet effet des observations simultanées en des points éloignés du globe terrestre. Pour les objets plus lointains, on peut faire des observations à diverses époques de l’année auxquelles la Terre occupe sur son orbite des positions différentes : on peut ainsi bénéficier de la base très étendue offerte par l’orbite terrestre.

La première mesure réussie de la distance d’une étoile est due à Friedrich Bessel et ne date que de 1837. L’étoile la plus proche, un objet peu brillant dénommé Proxima Centauri, est à 4,2 années de lumière de nous, soit 270 000 fois le rayon de l’orbite terrestre. L’année de lumière, qui vaut 9,46 Z 1015 m, est la distance parcourue en un an par la lumière. Les astronomes préfèrent généralement utiliser comme unité le parsec  (pc), qui est la distance à laquelle le rayon moyen de l’orbite terrestre est vu sous un angle d’une seconde : 1 pc = 3,26 années de lumière = 3,09 Z 1016 m. Par la méthode de la parallaxe géométrique, on ne peut mesurer des distances que jusqu’à 20 ou 30 parsecs, mais le satellite astrométrique Hipparcos, qui a été lancé en 1989 par l’Agence spatiale européenne (E.S.A.), a porté cette limite à une centaine de parsecs. Nous sommes encore loin des dimensions de notre Galaxie, qui atteignent 30 000 parsecs. Celles-ci ne furent estimées correctement que dans les années 1910-1915 par Jacobus Cornelius Kapteyn et Harlow Shapley à l’aide d’une méthode statistique (parallaxe statistique) et surtout d’une méthode photométrique (parallaxe photométrique) qui devait connaître un immense développement.

Le principe de cette dernière méthode est très simple : supposons qu’il existe une propriété observable d’une étoile liée à son éclat intrinsèque (par exemple l’aspect de son spectre). Si l’on observe cette même propriété dans une étoile de distance inconnue, on peut en déduire son éclat propre ; en comparant celui-ci avec l’éclat apparent qui est mesuré sur Terre, on peut déterminer la distance de l’étoile.

Cette méthode fut appliquée par Henrietta Leavitt et Harlow Shapley dès 1912 aux Nuages de Magellan – les galaxies les plus proches de la nôtre – en utilisant les céphéides, étoiles variables dont la période est fonction de la luminosité. Le Grand Nuage de Magellan est situé à 60 000 parsecs, et le Petit à 90 000 parsecs environ (valeurs estimées en 1993). Grâce au grand télescope du mont Wilson, Edwin Powell Hubble mesura ensuite par la même méthode la distance de la Nébuleuse spirale d’Andromède (la valeur actuelle, nettement plus élevée que celle de Hubble, est de 700 000 parsecs) ; cette méthode peut aujourd’hui être étendue à des galaxies environ dix fois plus lointaines. Au-delà, les céphéides deviennent trop faibles pour être observées, et il faut trouver d’autres critères de distance ; les plus utilisés aujourd’hui sont l’éclat des étoiles les plus brillantes, les dimensions des nébuleuses gazeuses les plus grandes, la largeur de la raie de l’hydrogène atomique à 21 cm de longueur d’onde émise par la galaxie, etc. Pour aller encore plus loin, il faut utiliser la relation entre la distance et le décalage spectral (qui exprime la vitesse d’éloignement de la galaxie en raison de l’effet Doppler), relation découverte dès 1929 par Hubble. Malheureusement, la constante de proportionnalité entre la vitesse d’éloignement et la distance – que l’on doit étalonner par l’observation des galaxies relativement proches dont la distance est mesurée par les moyens mentionnés plus haut – n’est pas très bien connue : les valeurs admises aujourd’hui se situent entre 50 et 100 km/s par million de parsecs. Les objets les plus lointains dont on ait pu ainsi estimer la distance sont des quasars situés à plus de dix milliards d’années de lumière ; on atteint presque ainsi les dimensions de l’Univers observable.