Comment les astronomes mesurent-ils la distance des étoiles ?

La distance d’une étoile ne se déduit pas directement de son éclat apparent : une étoile intrinsèquement très lumineuse peut sembler aussi brillante qu’une étoile moins lumineuse mais beaucoup plus proche. Les astronomes commencent donc, lorsque c’est possible, par une mesure géométrique appelée parallaxe. Pour les étoiles plus éloignées, ils utilisent aussi des méthodes indirectes fondées sur leur luminosité réelle, leur température, leur spectre ou leurs variations d’éclat.

La parallaxe, une mesure géométrique

La parallaxe consiste à observer le déplacement apparent d’une étoile par rapport à des étoiles beaucoup plus lointaines, considérées comme presque fixes. Les observations sont réalisées depuis deux positions opposées de la Terre sur son orbite autour du Soleil, généralement à environ six mois d’intervalle. Le déplacement observé résulte du changement de point de vue, de la même manière qu’un objet proche semble se déplacer par rapport à l’arrière-plan lorsqu’on l’observe successivement avec chaque œil. Plus l’étoile est proche, plus ce déplacement est important ; plus elle est éloignée, plus l’angle mesuré est petit. La distance peut alors être calculée par triangulation. Lorsque l’angle de parallaxe est exprimé en secondes d’arc, la distance en parsecs est égale à l’inverse de cet angle.

Des observations répétées et corrigées

En pratique, les astronomes ne se contentent pas toujours de deux clichés. Ils observent les étoiles à de nombreuses reprises afin de distinguer le faible mouvement annuel de parallaxe de leur mouvement propre, c’est-à-dire leur déplacement réel dans la Galaxie. Les mesures doivent également tenir compte des effets liés aux instruments et, pour les observations depuis le sol, de l’atmosphère terrestre. Des missions spatiales comme Gaia mesurent ainsi les positions et les mouvements d’un très grand nombre d’étoiles avec une grande précision. Ces relevés fournissent une base géométrique essentielle pour cartographier les régions stellaires proches et pour étalonner d’autres méthodes de distance.

Quand la parallaxe devient trop faible

Pour les étoiles dont la parallaxe est difficile à mesurer, les astronomes estiment la luminosité intrinsèque à partir de caractéristiques observables. Le spectre renseigne notamment sur la température et la composition de l’étoile, tandis que la classe spectrale et la position de l’astre dans le diagramme de Hertzsprung-Russell peuvent aider à évaluer sa luminosité réelle. En comparant cette luminosité à l’éclat reçu depuis la Terre, ils déduisent la distance grâce à la diminution de la lumière avec l’éloignement. Cette estimation doit être corrigée lorsque des poussières interstellaires absorbent ou rougissent une partie de la lumière. Ces méthodes sont moins directement géométriques que la parallaxe et dépendent de modèles stellaires ou de relations calibrées.

Les étoiles variables comme repères

Certaines étoiles permettent une estimation plus spécifique. Les céphéides, par exemple, changent périodiquement de luminosité ; leur période de variation est liée à leur luminosité intrinsèque. En mesurant leur période, puis leur éclat apparent, les astronomes peuvent estimer leur distance. Les céphéides servent surtout de repères pour mesurer des distances à l’intérieur de la Voie lactée et dans des galaxies voisines, et pour étalonner d’autres indicateurs de distance. D’autres systèmes stellaires, notamment certaines étoiles binaires à éclipses, peuvent également fournir des distances lorsque leurs propriétés orbitales et physiques sont suffisamment bien connues. Ainsi, la parallaxe constitue la référence la plus directe, tandis que les méthodes fondées sur la luminosité prolongent les mesures vers des étoiles et des systèmes plus éloignés.