Fiche pédagogique n°27b

Les distances dans l'univers

Pourquoi sont-elles importantes à connaître?

Parce qu'elles fournissent:

un point de départ pour l’astrophysique : la distance de tout objet dans l’univers est un paramètre décisif pour la compréhension de ses mécanismes de production d’énergie. Une incertitude d’un facteur 2 sur la distance signifie une erreur d’un facteur 4 sur le calcul de la puissance.

un point de départ pour la cosmologie : les distances sont nécessaires pour déterminer la structure, l’évolution et l’âge de l’univers en expansion. .

Qu’est-ce que l’ « échelle de distance »?

C’est la procédure pour mesurer progressivement des distances de plus en plus grandes dans le cosmos. Les objets dont les propriétés sont bien connues sont utilisés pour étalonner des objets plus grands, plus brillants et plus lointains. Ceux-ci seront à leur tour utilisés pour étalonner d’autres indicateurs de distance pour des objets situés à des distances encore plus grandes. Après plusieurs étapes comme celles-ci, nous avons les moyens de mesurer des distances cosmologiques.

Etalons cosmiques et unités de distance

Le kilomètre est une unité très pratique pour mesurer des distances sur Terre, mais elle est beaucoup trop petite pour etre utilisée en astronomie. Les astronomes utilisent deux unités de distance différentes (étalons) pour mesurer l’univers. La première, utile dans le système solaire, est l’Unité Astronomique (UA): c’est la distance moyenne entre le Soleil et la Terre (définition originale) 1 UA = 149 597 870 691 m (149,6 millions km) = 499,005 secondes-lumière Une seconde-lumière est la distance parcourue par la lumière en une seconde, soit 299 792 km. Une autre unité nécessaire pour de plus grandes distances stellaires et galactiques est l’ année-lumière (AL). C’est la distance parcourue par la lumière pendant un an : 1 année-lumière (AL) = 63 240 UA = 9.450 1012 km Les astronomes utilisent également une troisième unité de distance, le parsec (pc) – voir plus bas.

Distances dans le système solaire

La planète géante Saturne à une distance de 1209 millions de km (8,08 UA). La photo est composée de deux photos prises dans deux bandes du domaine proche infrarouge (H et K) et montre la structure en bandes de l’atmosphère planétaire et des anneaux. (ESO VLT NAOS-CONICA instrument d’optique adaptative le 8 décembre 2001).

Comment mesure-t-on les distances?

Historiquement : après que la troisième loi de Kepler a été découverte, les astronomes ont pu déterminer les distances relatives dans le système solaire. Cependant, pour connaître la dimension véritable du système solaire, il faut mesurer une distance absolue (c’est à dire en kilomètres) entre une planète et le soleil. Très tôt, il est apparu que l’une des possibilités était de déterminer la valeur de 1 UA par des observations de passages de Vénus devant le Soleil.

Aujourd’hui: des mesures radar et laser fournissent la distance des petites et grandes planètes avec une précision de quelques mètres.

Terre-Lune	0.003 AU
Soleil-Mercure	0.387 AU
Soleil-Vénus	0.723 AU
Soleil-Terre	1.000 AU
Soleil - Mars	1.524 AU
Soleil - Jupiter	5.20 AU
Soleil - Saturne	9.54 AU
Soleil - Uranus	19.18 AU
Soleil - Neptune	30.06 AU
Soleil - Pluton	39.44 AU
Nuajes de Oort (comètes)	3000 - 135000 AU

On consultera la fiche n°27a pour plus de détails sur les distances dans le système solaire.

Les étoiles et la voie lactée

L’impressionnante galaxie spirale NGC 1232, qui ressemble à la galaxie de la Voie Lactée dans laquelle nous vivons. Sa distance est d’environ 100 millions d’années-lumière. La photo est composée de trois photos prises dans des longueurs d’ondes différentes (couleurs). (ESO VLT FORS2 instrument multi-mode; 1998). ).

Comment mesurons-nous les distances dans la voie lactée?

La galaxie de la Voie Lactée dans laquelle nous vivons est un très grand système. Si l’on pouvait la voir de l’extérieur, elle ressemblerait à la galaxie spirale NGC 1232 présentée dans la photo ci-dessus. Afin de mesurer les distances aux étoiles les plus proches, les astronomes utilisent la méthode de triangulation .
En raison du mouvement annuel de la Terre sur son orbite autour du Soleil, la position observée des étoiles proches décrit une petite ellipse sur la sphère celeste. Le demi-grand axe de cette ellipse (l’angle sur le ciel) est appelé parallaxe annuelle (?). Plus l’étoile est éloignée, plus la taille de l’ellipse - et donc la parallaxe - est petite. En mesurant la valeur exacte de la parallaxe, on peut en déduire la distance de l’étoile.
Grâce aux observations de nombreux télescopes depuis le sol, du télescope spatial Hubble et surtout du satellite astrométrique Hipparcos de l’ESA, les parallaxes des étoiles situées jusqu’à 1000 années-lumière ont été mesurées.
Le parsec (pc) est une autre unité de distance utilisée pour les étoiles et les galaxies; elle dérive directement de la notion de parallaxe mentionnée plus haut. Un parsec est la distance à laquelle le demi-grand axe de l’orbite terrestre est vu sous un angle de 1 seconde d’arc . Il y a 3600 secondes d’arc dans 1 degré et 360 degrés dans un cercle complet, donc en réalité une seconde d’arc est un tout petit angle. Si l’on avait mesuré la parallaxe ?, alors la distance d = 1/? [exprimée en pc] x 1 pc = 3,26 AL. L’étoile la plus proche, Proxima Centauri , a une parallaxe de 0,77233 secondes d’arc, qui correspond à une distance de 1,2931 pc, ou 4,22 AL.
Une autre méthode est basée sur la brillance apparente (telle que nous la voyons dans le ciel) et la luminosité (la brillance intrinsèque, telle qu’elle est vraiment) d’une étoile . Les astronomes déterminent le type de l’étoile (son « type spectral ») d’après les spectres observés et ils en déduisent sa luminosité. Etant donné que la brillance apparente d’une étoile décroît comme le carré de la distance, la comparaison entre la luminosité et la brillance apparente permet de calculer la distance.
Il y a une autre méthode pour déterminer les distances qui est basée sur un type particulier d’étoiles - les « Cépheïdes » – étoiles super-géantes instables, de type spectral F-G et qui pulsent avec des périodes de 2 à 40 jours. En 1912 une astronome américaine, Mademoiselle Henrietta Leavitt, a trouvé en étudiant plusieurs centaines de ces Cépheïdes dans les nuages de Magellan qu’il existe une relation entre la brillance apparente et la période de pulsation. Comme toutes ces étoiles étaient situées dans la même petite galaxie et par conséquent à peu près à la même distance, elle découvrit l’existence de la relation dite relation période-luminosité pour les Cépheïdes . Plus la pulsation est lente, plus l’étoile est lumineuse. Cette relation astronomique de base a été affinée plus tard par d’autres astronomes dont Walther Baade (1950).
Par conséquent, si l’on détermine la période de pulsation d’une étoile Cépheïde, ont peut en déduire la luminosité de l’étoile en utilisant la relation période-luminosité de Leavitt's. Enfin, la comparaison de la luminosité et de la brillance apparente permet de déduire la distance. Actuellement, l’étalonnage le plus fiable de la relation période-luminosité est obtenu en utilisant des Cépheïdes galactiques dont la parallaxe trigonométrique est connue et celle des nuages de Magellan.

A quelle distance sont les étoiles de notre galaxie ?

Etoiles les plus proches	quelques années-lumière
L'amas globulaire M13 dans Hercule	26 années-lumière
Taille de la voie lactée
Le disque aplati avec environ 150 milliards d'étoiles	diamètre 100 000 années-lumière
Le système sphérique d'étoiles (le "halo")	diamètre environ 200 000 années-lumière
Distance du Soleil au centre	environ 30 000 années-lumière

Distances extragalactiques

Un amas distant de galaxies, connu sous le nom de "Cl2244-02". L’arc est un "arc gravitationnel", c’est à dire l’image déformée d’une galaxie vue dans la même direction, mais située loin derrière cet amas. La distorsion est causée par le champ de gravitation de l’amas. Une des méthodes de détermination des distances est basée sur cet effet particulier. La photo est un composite de trois images prises à des longueurs d’ondes différentes (bandes visibles et infra-rouge). (ESO VLT Caméra test + ISAAC instrument multi-mode; 1998).

Comment mesure-t-on la distance aux galaxies?

Les astronomes disposent maintenant de plusieurs méthodes de fiabilité variable pour mesurer les distances au-delà de la Voie Lactée.

La méthode des « Cépheïdes », permet de mesurer des distances raisonnablement fiables jusqu’à environ 100 millions d’années-lumière, si elle est utilisée avec de grands télescopes au sol et le télescope spatial Hubble).

Les courbes de lumière d’étoiles en éruption (les "novae") d’autres galaxies ressemblent aux novae de la Voie Lactée. Il y a une relation entre leur luminosité et la vitesse avec laquelle leur lumière faiblit après l’explosion. En observant soigneusement la décroissance de la brillance après une explosion de novae, il est donc possible d’estimer sa luminosité. Enfin, la comparaison de la luminosité et de la brillance apparente permet de calculer la distance.

Les Supernovae (explosion stellaire au cours de laquelle une étoile massive est complètement détruite et son matériau est soufflé dans l’espace environnant; un objet dense – une étoile à neutrons ou un trou noir peut éventuellement subsister) sont de précieux indicateurs de distance grâce à leur gigantesque luminosité. Elles peuvent être ainsi vues à de très grandes distances. Il apparaît que le pic de luminosité d’une supernova de type Ia est à peu près le même pour toutes les explosions. Si l’on suppose que c’est réellement le cas, l’observation de la brillance apparente de la supernova permet de calculer sa distance. Cette méthode fonctionne jusqu'à 1000 millions d’années-lumière.
La méthode la plus utilisée pour des galaxies à des distances encore plus grandes est la relation dite relation de Hubble. Cela consiste à mesurer le décalage vers le rouge (z) c’est à dire déterminer de combien se sont décalées les raies spectrales de la lumière de la galaxie vers les grandes longueurs d’ondes, par rapport aux spectres normaux (obtenus sur Terre en “laboratoire”). En 1929, l’astronome américain Edwin Hubble a trouvé que les spectres des galaxies présentent un décalage vers le rouge proportionnel à leur distance. On sait maintenant que cet effet est causé par l’expansion de l’Univers. Une galaxie à une distance d’1 million d’années-lumière a une vitesse d’environ 20 km/s (La valeur de la « constante de Hubble »), tandis que l’amas de galaxies Virgo, à une distance d’environ 60 millions d’AL s’échappe avec une vitesse 60 fois plus grande, soit 1200 km/s.
Ceci est juste un aperçu des méthodes les plus importantes. Il y a d’autres méthodes basées sur la taille caractéristique ou la brillance des nuages d’hydrogène ionisé (« régions H II »), des galaxies, des bras spiraux ou leur mouvement. Il y a même d’autres méthodes plus avancées qui utilisent la brillance des galaxies dans des amas ou des lentilles gravitationnelles.

A quelles distances sont les galaxies?

Nuages de Magellan - deux petites galaxies satellites de notre voie lactée	160 000 années-lumière
Galaxie d'Andromède (M31) - l'objet le plus lointain visible à l'oeil nu	2 millions d'années-lumière
Amas de galaxies de la "Coma"	325 millions d'années-lumière

Les problèmes rencontrés dans cette estimation des distances

Chacune des méthodes de mesure de distances dans l’univers qui ont été mentionnées a des limites et des incertitudes. Les astronomes doivent veiller à prendre en compte les facteurs d’incertitude supplémentaires causés par une grande variété d’effets comme : la luminosité de la galaxie, la composition chimique (« métallicité »). Toutes les mesures de brillance doivent être corrigées de l’effet de « rougissement interstellaire » qui consiste en l’absorption de la lumière par du gaz interstellaire le long de la ligne de visée des objets étudiés.

Un voyage rapide dans l'univers en chevauchant un rayon lumineux

Si l’on suppose que l’on envoie un rayon lumineux depuis la Terre, combien de temps mettrait cette lumière (qui se déplace à la vitesse maximum de 299 792 km/s selon la théorie de la relativité) pour atteindre différents objets dans l’Univers ? Pour les réponses, regardez la table ci-dessous.

La lune	1.2 seconde
Le Soleil	8 min 20 sec
La planète Pluton	5.3 heures
Proxima du Centaure - l'étoile la plus proche	4.2 années
Sirius - l'étoile la plus brillante du ciel	8.6 années
L'étoile polaire (Polaris)	432 années
Le centre de la voie lactée	30 000 années
La galaxie d'Andromède	2 millions d'années
L'amas de galaxies de la Vierge	60 millions d'années
3C273 - un quasar	2.5 milliards d'années