L'Univers en expansion
Les distances dans l’Univers










Comment mesure-t-on la distance des étoiles et des galaxies ? Une question fondamentale.

Ordres de grandeurs…
Un grain de lumière issu de la Lune met environ une seconde à gagner la Terre. Le rayonnement du Soleil, lui, met trois minutes à nous rejoindre. Celui des planètes du Système solaire se propage durant, au plus, quelques heures avant de frapper notre rétine. La lumière des étoiles, enfin, voyage des années ou des millénaires pour nous renseigner. Celle des galaxies lointaines vogue des milliards d’années pour traverser les âges.

L’échelle des distances
Comment les astronomes ont-ils déterminé ces valeurs? Comment l’échelle des distances a-t-elle pu être établie? Le cosmos nous apparaît en projection sur la voûte céleste. La troisième dimension – si précieuse – reste dissimulée. Il faut la reconstituer.

Système solaire
L’éloignement des planètes est lié à leur période de révolution autour du Soleil. Au début du XVIIe siècle, l’astronome allemand Johannes Kepler a établi les lois de ce mouvement. Aujourd’hui, on la distance de Mercure et de Mars est déterminée par échos radar et celle de la Lune avec des tirs laser.

Étoiles
Les étoiles de la Galaxie sont des milliers de fois plus éloignées... La géométrie a toutefois permis d’apprécier leur parallaxe. Il s’agit du mouvement cyclique que ces astres semblent décrire sur le fond du ciel. Le phénomène résulte de la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil. Les étoiles proches suivent de petites ellipses invisibles. Leur dimension est d’autant plus réduite que ces étoiles sont distantes. La première estimation de parallaxe remonte à 1838, sur 61 de la constellation du Cygne. Proxima du Centaure, à 4,2 années-lumière de distance, se déplace de 0,8 seconde d’arc en six mois.
La plus petite parallaxe discernable depuis la Terre vaut 0,1 seconde d’arc. C’est-à-dire 30 années-lumière (la longueur du chemin que la lumière parcoure en trente ans). Au-delà, de 1989 à 1993, le satellite astrométrique européen Hipparcos a fourni des mesures cent fois plus précises sur un bel ensemble de 120 000 étoiles. Le projet successeur s’appelle Gaia. Ses trois télescopes s’attaqueront à la position d’un milliard d’étoiles vers 2011.

Galaxies
Après, il n’existe plus de méthode directe pour définir la distance des galaxies extérieures à la nôtre. Le jeu consiste à définir des étalons de luminosité. Des objets de références. À l’aide de ces jalons, "chandelles" ou "bougies standards", ont prolonge de proche en proche la connaissance. L’éclat exprime l’éloignement. Une source lointaine apparaît plus faible.
Le premier étalon utilisé a été la fameuse classe d’étoiles oranges dite des "céphéides". Elle emprunte son nom à Céphée. Il s’agit d’astres vieillissants. Ils enflent, se contractent et pulsent. En 1912, Henrietta Swan Leavitt de Harvard, à Cambridge (Massachusetts), nota que leur période d’évolution était liée à leur luminosité. Du coup, l’estimation de la distance des galaxies-hôtes s’est trouvé ramenée à un problème de mesure du temps.
De nombreuses autres sources de calibration ont été adoptées afin d’étendre l’échelle des mesures. Pêle-mêle : les éruptions de novae, étoiles matures, nébuleuses planétaires, amas globulaires ou explosions de supernovae. Les galaxies elles-même, leur vitesse de rotation, ainsi que les amas ont été pris pour référence. Selon leur qualité, on les désigne comme primaires ou secondaires. Ainsi, on arpente les millions ou les milliards d’années-lumière.