- Mesure des distances en astronomie
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Plusieurs méthodes ont été identifiées pour mesurer des distances en astronomie. Chaque méthode n'est applicable que pour une certaine échelle. Le recoupement des méthodes permet, de proche en proche, de mesurer la distance des objets les plus lointains de l'univers observable.
Mesure du rayon de la Terre
La première mesure effectuée en astronomie a été conçue au IIIe siècle av. J.‑C. par Erathosthène.
Son calcul est simple : le Soleil est si éloigné que ses rayons arrivent parallèlement en tout point de la Terre.
Erathosthène a lu qu'à Syène, les rayons tombent verticalement dans un puits le jour du solstice d'été. Cela veut dire que le Soleil passe par le zénith, il n'y a alors pas d'ombre. Plus au nord, au même instant, les rayons atteignent Alexandrie sous un angle non nul, qu'il mesure.
L'angle mesuré est de 1⁄50e de cercle.
Cela signifie que la circonférence de la Terre est cinquante fois plus grande que la distance Syène-Alexandrie.
Erathosthène avait lu également que les caravanes de chameaux partant de Syène mettaient cinquante jours pour arriver à Alexandrie en parcourant cent stades par jour. Il calcula que la distance entre les deux villes de la vallée du Nil était de 5 000 stades. Le stade équivaut à 158 m.
Par la mesure de l'ombre portée par ces objets de hauteur connue situés en deux points de latitude différente, il trouve la valeur de 250 000 stades pour la longueur du méridien, c'est-à-dire la circonférence terrestre. Cette mesure est exacte à 2 % près. Il en déduisit le rayon de la Terre.
Mesures de la distance Terre-Lune et du diamètre de la Lune
Photo du réflecteur posé lors de la mission Apollo 11
La première mesure de la taille de la Lune et de la distance Terre-Lune a été réalisée dans l'Antiquité au moyen de l'observation des éclipses. L'observation des éclipses lunaires montre la largeur de l'ombre de la Terre sur la Lune et on voit que le rayon de l'ombre de la Terre est de 2,5 diamètres lunaires au niveau de la Lune. Or, lors d'une éclipse de Soleil, la surface terrestre est au sommet du cône d'ombre puisque la zone de la Terre dans l'ombre est petite (les diamètres apparents de la Lune et du Soleil sont quasi-identiques). L'ombre de la Lune s'est donc rétrécie d'un diamètre lunaire après la distance Terre-Lune.
Il doit en être de même pour l'ombre de la Terre sur la Lune. Donc la Terre fait 2,5+1=3,5 diamètres lunaires. Connaissant le diamètre terrestre, on en déduit le diamètre lunaire en kilomètres. L'angle selon lequel on voit la Lune étant d'un demi-degré (1⁄110e de radian), la distance Terre-Lune est donc de 110 diamètres lunaires, soit 60 rayons terrestres ou 384 000 km.
À partir de 1969, le programme Apollo des américains et le programme Luna des soviétiques ont conduit à la pose de réflecteurs sur le sol lunaire. En mesurant le temps que met à revenir un faisceau laser émis depuis la Terre après s'être réfléchi sur la Lune, on peut en déduire la distance Terre-Lune avec une très grande précision (de l'ordre du centimètre). La distance moyenne calculée dans le cadre de l'expérience de Télémétrie Terre-Lune est de 384 467 km.
Mesure de la distance Terre-Soleil
Plusieurs méthodes permettent de mesurer la distance Terre-Soleil. La première méthode non sujette à de grosses incertitudes a été mise en œuvre par Jean Picard, Jean-Dominique Cassini et Jean Richer en 1672. Jean Richer, partit à Cayenne, et Jean Dominique Cassini, resté à Paris, profitent du passage de Mars au plus proche de la Terre pour mesurer sa parallaxe. Ces observations simultanées leur permet de déterminer les dimensions du système solaire, et notamment la distance entre la Terre et le Soleil, avec une bonne approximation (130 millions de kilomètres contre près de 149,6 millions pour la valeur moyenne actuelle). Cette mesure tire parti de la troisième des lois de Kepler appliquée à la rotation de la Terre et de Mars autour du Soleil.
Mesure de la distance des étoiles les plus proches
La distance des étoiles les plus proches peut être aisément obtenue par la méthode de la parallaxe. Le principe est de mesurer, par rapport aux étoiles lointaines, la déviation des étoiles les plus proches à 6 mois d'intervalle, alors que la Terre se sera déplacée de 2 fois 150 millions de kilomètres (2 fois la distance Terre-Soleil). On obtient de bons résultats pour des étoiles situées à une distance de quelques centaines d'années-lumières. Au delà, cette méthode ne convient plus car l'angle mesuré est trop faible pour être mesuré avec précision.
Mesure de la distance des étoiles par les céphéides
Les céphéides sont des étoiles dont la périodicité (temps s'écoulant entre deux maxima de luminosité de l'étoile), quantité facilement mesurable, est proportionnelle à sa magnitude absolue. En comparant magnitude absolue et magnitude apparente, on calcule simplement la distance de l'étoile.
Mesure de la distance des galaxies et quasars
Les galaxies les plus proches peuvent être mesurées par la méthode des céphéides lorsqu'elle contient une étoile de ce type très brillante.
Pour les objets plus lointains, on utilise la méthode du décalage vers le rouge. Cet outil permet de déduire la vitesse de l'observation des raies d'absorption ou d'émission issues de l'observation des spectres.
Cette méthode permet de mesurer des objets, pour peu qu'ils soient lumineux, situés en théorie jusqu'au plus profond de l'univers observable.
Unités de mesure
Il existe des unités de mesure de longueur utilisés spécifiquement en astronomie :
- le parsec ;
- l'année-lumière ;
- l'unité astronomique.
Voir aussi
Articles connexes
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