Mouvement
et distance des étoiles
Jusqu’au milieu
du XVIIIe siècle, l’étude des étoiles autres que le Soleil était très limitée. Au contraire des planètes
qui se déplaçaient dans le ciel et dont quelques détails étaient visibles dans
un télescope, les étoiles étaient parfaitement immobiles et restaient
ponctuelles même dans les meilleurs instruments. Leur étude se limitait à des
mesures de coordonnées et à l’établissement de catalogues. Il semblait à cette
époque que ces objets resteraient pour toujours inaccessibles et hors du champ
de la science.
Edmond Halley
Un premier pas en
avant fut accompli en 1718 lorsque Edmond Halley – le découvreur de la comète – mit en évidence que les étoiles n’étaient
pas fixes dans le ciel. L’astronome s’était appliqué à mesurer la position
précise de nombreuses étoiles et à comparer ses résultats avec des observations
plus anciennes. Il se rendit alors compte que certaines positions ne
correspondaient pas, ce qui ne pouvait s’expliquer que si les étoiles
concernées s’étaient déplacées entre temps.
Le dogme de l’immuabilité des cieux perdait ainsi le peu de respectabilité qui lui restait. Les étoiles
n’étaient pas fixées sur une immense sphère mais pouvaient librement se mouvoir
les unes par rapport aux autres. Depuis la Terre, cela se traduisait par de
légères modifications de leur position dans le ciel, de l’ordre d’une seconde
d’arc par an pour les étoiles les plus proches.
L’étape suivante
consistait à déterminer la distance qui les séparait de la Terre. Se
trouvaient-elles juste aux limites du système solaire ou mille fois plus loin
ou peut-être un million de fois plus loin ? Il s’agissait là d’une question
fondamentale puisque qu’elle portait de manière plus générale sur la taille de
l’Univers. Celui-ci était-il limité au système solaire ou s’étendait-il
beaucoup plus loin ?
La méthode de la
parallaxe
La première
méthode que les astronomes développèrent pour mesurer la distance des étoiles
reposait sur des mesures précises de position et sur le phénomène de parallaxe.
Pour comprendre
celui-ci, vous pouvez faire une expérience très simple. Placez-vous à quelques
mètres d’un mur. Allongez votre bras droit, levez un doigt et observez sa
position par rapport au mur. Déplacez maintenant votre tête alternativement
vers la gauche et la droite sans bouger le bras. La position apparente de votre
doigt par rapport au mur doit changer. Cet effet, un changement de la position
apparente d’un objet lointain dû à un déplacement de l’observateur, s’appelle
la parallaxe.
Les astronomes
furent amenés très tôt à essayer d’utiliser la parallaxe pour mesurer la
distance des étoiles. En effet, si nous remplaçons votre doigt par une étoile
proche et le mur par un fond d’étoiles très éloignées, le même phénomène se
produit.
Du fait de la
révolution de la Terre autour du Soleil, les observateurs terrestres sont en
mouvement. La position apparente d’une étoile proche par rapport au fond
constitué par les étoiles plus lointaines doit donc varier légèrement. Si le
petit déplacement angulaire est mesurable, on peut à partir de quelques
connaissances géométriques calculer la distance à l’étoile.
Du fait de la
révolution de la Terre autour du Soleil, la position apparente d’une étoile
proche par rapport aux étoiles lointaines varie légèrement. En mesurant le
déplacement angulaire, on peut déterminer la distance à l’étoile. Crédit : O.
Esslinger
La difficulté
majeure pour cette technique réside dans le fait que même les étoiles les plus
proches sont très distantes. Leur parallaxe, c’est-à-dire l’angle défini par
leur mouvement apparent, est extrêmement faible. C’est pourquoi il fallut
attendre 1837 pour qu’une première mesure soit réalisée.
Cette année là,
l’astronome allemand Wilhelm Bessel détermina que l’étoile 61 Cygni présentait
une parallaxe d’un tiers de seconde d’arc. Connaissant la valeur du rayon de
l’orbite terrestre, 150 millions de kilomètres, il fut en mesure de calculer la
distance à l’étoile, 100 000 milliards de kilomètres, soit 680 000 unités
astronomiques ou 11 années-lumière.
Avec cette
valeur, les astronomes prenaient enfin la mesure de l’immensité des espaces
interstellaires et de la taille négligeable du système solaire par rapport à
l’Univers. Les observations de ce type allaient aussi permettre de calculer la luminosité absolue des étoiles et
de commencer à mieux comprendre leur vraie nature.
Le satellite
d’astrométrie Hipparcos
La principale
limitation à la méthode de la parallaxe est la présence de l’atmosphère. En
effet, la turbulence atmosphérique déforme les images du ciel et impose une
limite à la précision avec laquelle on peut mesurer la position d’une étoile,
de l’ordre de quelques fractions de seconde d’arc. A cause d’elle, les mesures
de distance par la méthode de la parallaxe ne donnent de bons résultats que
jusqu’à une centaine d’années-lumière.
La solution
moderne pour remédier à ce problème est de placer un instrument d’observation
au-delà de l’atmosphère terrestre. C’est ce qui fut réalisé avec le lancement
en 1989 d’un satellite d’astrométrie baptisé Hipparcos. Débarrassé des
problèmes de turbulence atmosphérique, celui fut en mesure de déterminer la
position des étoiles à quelques millièmes de seconde d’arc près et d’observer
ainsi des parallaxes jusqu’à 1500 années-lumière du Soleil.
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