La distance des étoiles

Les astronomes ont toujours cherché à évaluer les distances dans notre vaste univers. Certaines étoiles familières servent à évaluer les distances mais pour déterminer la distance d'une étoile proche, il faut employer un concept appelé « parallaxe ».
Pour comprendre ce qu'est la parallaxe, il suffit d'observer un objet distant en fermant un œil et en plaçant notre doigt dans l'alignement de l'objet, en fermant l'autre œil on voit l'objet de déplacer d'un certain angle, par rapport au doigt. C'est cet angle que l'on appelle la parallaxe.
La parallaxe sert donc à mesurer les objets en 3 dimensions c'est la distance entre nos 2 yeux qui nous permet d'évaluer la distance de l'objet observé. Cette méthode d'observation est utilisée par les astronomes pour mesurer les distances lointaines des étoiles mais cette fois en se servant de la position de la Terre sur son orbite. Cette méthode géométrique ancienne consiste à viser l’étoile deux fois, à six mois d’intervalle.
Autrement dit les astronomes mesurent l'angle de parallaxe en mesurant la position d'une étoile depuis une position de la Terre sur son orbite et mesurent à nouveau 6 mois plus tard lorsque la Terre est de l'autre côté du Soleil.
Plus l'étoile est proche, plus l'angle de parallaxe est grand. Cet angle nous donne directement la distance de l'étoile par un simple calcul trigonométrique. Les étoiles sont très éloignées de notre système solaire, même pour l'étoile la plus proche Proxima du centaure, et leur distance est difficile à mesurer. Proxima du centaure a un arc de 0,7 seconde, 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.

Pour mesurer la distance des étoiles lointaines les astronomes utilisent une particularité de certaines étoiles, les étoiles variables. Les étoiles variables clignotent au même rythme en permanence, on en trouve dans les céphéides. La constellation de Céphée contient 57 étoiles visibles dont Delta Céphée (Cepheidus Prototypus) qui sert de prototype. Plus une céphéide est grosse et brillante, plus sa fréquence de pulsation est lente (de 10 à 60 jours).
Henrietta Leavitt (1868-1921), dans les années 1910, s'aperçoit que les périodes des céphéides sont d'autant plus grandes que celles-ci sont brillantes. Elle définit une relation fixe entre la période de variation et la luminosité apparente de ces étoiles. Comme la distance des étoiles entre elles à l'intérieur du nuage est négligeable par rapport à leur distance à la Terre, il suffit de mesurer la distance d'une de ces céphéides, par la méthode de la parallaxe, pour obtenir une relation générale liant leur période et leur luminosité absolue. En effet plus l'étoile est loin et plus sa luminosité apparente est faible. Ainsi on peut déterminer la distance de n'importe quelle autre céphéide observée. Cette mesure a été réalisée avec succès pour la première fois en 1916, par Harlow Shapley (1885-1972) et depuis les céphéides sont devenues une référence pour mesurer la distance des étoiles. Les galaxies les plus proches peuvent être mesurées par la méthode des céphéides lorsqu'elles contiennent une étoile de ce type, très brillante, par exemple une supernova. Pour les objets plus lointains, on utilise la méthode du décalage vers le rouge du spectre électromagnétique. Ainsi la lumière nous dévoile la distance des objets cosmiques proches et lointains, les astronomes savent calculer les distances jusqu'au plus profond de l'univers observable.