Notes sur le soleil et les étoiles: l'étoile et la distance, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 January 2014

Notes sur le soleil et les étoiles: l'étoile et la distance, Notes de Astronomie

PDF (151.8 KB)
5 pages
141Numéro de visites
Description
Notes d'astronomie sur le soleil et les étoiles: l'étoile et la distance. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: La méthode de la parallaxe, L'échelle des distances, La méthode du point de convergence.
20points
Points de téléchargement necessaire pour télécharger
ce document
Télécharger le document
Aperçu3 pages / 5
Ceci c'est un aperçu avant impression
Chercher dans l'extrait du document
Ceci c'est un aperçu avant impression
Chercher dans l'extrait du document
Aperçu avant impression terminé
Chercher dans l'extrait du document
Ceci c'est un aperçu avant impression
Chercher dans l'extrait du document
Ceci c'est un aperçu avant impression
Chercher dans l'extrait du document
Aperçu avant impression terminé
Chercher dans l'extrait du document

Le Soleil et les étoiles : Etoile - Distance

Jusqu'au milieu du XVIIIe siècle, les étoiles autres que le Soleil ne présentaient guère d'intérêt

pour les astronomes. En effet, au contraire des planètes qui se déplaçaient dans le ciel et dont

quelques détails étaient visibles dans un télescope, les étoiles étaient parfaitement immobiles

et restaient ponctuelles même dans les meilleurs instruments. Leur étude se limitait donc à des

mesures de coordonnées et à l'établissement de catalogues. Il semblait à cette époque que ces

objets resteraient pour toujours inaccessibles et hors du champ de la science.

Une première révolution fut accomplie en 1718 lorsque Edmond Halley - le découvreur de la

comète - mit en évidence que les étoiles n'étaient pas fixes dans le ciel. L'astronome s'était

appliqué à mesurer la position de nombreuses étoiles et à comparer ses résultats avec des

observations plus anciennes après correction des effets du mouvement de la Terre. Il se rendit

alors compte que certaines positions ne correspondaient pas, ce qui ne pouvait s'expliquer que

si les étoiles concernées s'étaient déplacées entre temps. Le dogme de l'immuabilité des

cieux perdait ainsi le peu de respectabilité qui lui restait. Les étoiles n'étaient pas fixées sur une

immense sphère mais pouvaient librement se mouvoir les unes par rapport aux autres. Vu de la

Terre, cela se traduisait par de légères modifications de leur position dans le ciel, de l'ordre

d'une seconde d'arc par an pour les étoiles les plus proches.

L'étape suivante dans l'étude des étoiles consistait à déterminer la distance qui les séparait de

la Terre. Se trouvaient-elles par exemple juste aux limites du système solaire ou 1000 fois plus

loin ou peut-être un million de fois plus loin ? Il s'agissait là d'une question fondamentale

puisque qu'elle portait de manière plus générale sur la taille de l'univers. Celui-ci était-il limité

au système solaire ou s'étendait-il beaucoup plus loin ?

La méthode de la parallaxe

La première méthode que les astronomes développèrent pour mesurer la distance des étoiles

reposait sur des mesures précises de position et sur le phénomène de parallaxe. Pour

comprendre celui-ci, vous pouvez faire une expérience très simple. Placez-vous à quelques

mètres d'un mur. Allongez votre bras droit, levez un doigt et observez sa position par rapport

au mur. Déplacez maintenant votre tête alternativement vers la gauche et la droite sans bouger

le bras. Si tout se passe bien, la position apparente de votre doigt par rapport au mur doit

changer. C'est ce phénomène, un changement de position apparente d'un objet lointain dû en

fait à un déplacement de l'observateur, que l'on appelle la parallaxe.

Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, la position apparente d'une étoile proche par

rapport aux étoiles lointaines varie légèrement. En mesurant le déplacement angulaire, on peut

déterminer la distance à l'étoile. Crédit : O. Esslinger

Les astronomes furent amenés très tôt à essayer d'utiliser la parallaxe pour mesurer la distance

des étoiles. En effet, si nous remplaçons votre doigt par une étoile proche et le mur par un fond

d'étoiles très éloignées, le même phénomène se produit. Du fait de la révolution de la Terre

autour du Soleil, les observateurs terrestres sont en mouvement. Ainsi, la position apparente

d'une étoile proche par rapport au fond constitué par les étoiles plus lointaines change

légèrement. Si le petit déplacement angulaire est mesurable, on peut à partir de quelques

connaissances géométriques calculer la distance à cette étoile.

La difficulté majeure pour cette technique réside dans le fait que même les étoiles les plus

proches sont très distantes, et donc que leur parallaxe, c'est-à-dire l'angle défini par leur

mouvement apparent, est extrêmement faible. C'est pourquoi il fallut attendre 1837 pour

qu'une première mesure soit réalisée. Cette année là, l'astronome allemand Wilhelm Bessel

détermina que l'étoile 61 Cygni présentait une parallaxe d'un tiers de seconde d'arc.

Connaissant la valeur du rayon de l'orbite terrestre, 150 millions de kilomètres, il fut en mesure

de calculer la distance à l'étoile, 100 000 milliards de kilomètres, soit 680 000 unités

astronomiques ou 11 années-lumière. Avec cette valeur, les astronomes prenaient enfin la

mesure de l'immensité des espaces interstellaires et de la taille négligeable du système solaire

par rapport à l'univers.

L'échelle des distances

Pour mieux apprécier les distances mises en jeu, nous pouvons construire un petit modèle

réduit du voisinage du Soleil. Pour fixer l'échelle, disons que 10 mètres correspondent à une

unité astronomique. Le Soleil et la Terre sont alors représentés par deux billes, de diamètres

respectifs 90 et 0,8 millimètres, séparées de 10 mètres. Mettons deux autres corps du système

solaire en place : Jupiter à 52 mètres du Soleil et Pluton à 400 mètres.

C'est maintenant que nous plaçons les étoiles proches. L'étoile 61 Cygni doit se trouver à 6700

kilomètres du Soleil. Si notre modèle du système solaire est placé à Paris, cela revient à mettre

61 Cygni à Chicago. L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure, se place quant à elle

à 2700 kilomètres de Paris, soit la distance de Moscou. Ainsi, même les étoiles les plus proches

sont à des distances invraisemblables, des milliers de fois plus grandes que la distance à

Pluton, qui est elle-même déjà énorme par rapport à nos standards habituels.

Remarquons encore que sur notre modèle, l'éloignement maximal jamais atteint par un être

humain correspond à la distance Terre-Lune soit environ 26 millimètres. Les missions plus

classiques, celle de la navette spatiale par exemple, ne se déroulent quant à elles qu'à quelques

centièmes de millimètres de la surface de la bille représentant la Terre.

Mais revenons à la mesure des distances grâce à la parallaxe. La principale limitation à cette

méthode est la présence de l'atmosphère terrestre. En effet, comme nous l'avons vu, la

turbulence atmosphérique déforme les images du ciel et impose, quelles que soient la taille et

la qualité des instruments d'observations utilisés, une limite à la précision avec laquelle on peut

mesurer la position d'un objet astronomique. Cette limite est de l'ordre de quelques fractions

de seconde d'arc. A cause d'elle, les mesures de distance par la méthode de la parallaxe ne

donnent de bons résultats que jusqu'à une centaine d'années-lumière, ce qui limite

sérieusement le nombre d'étoiles possibles.

La solution moderne pour remédier à ce problème est de placer un instrument d'observation

au-delà de l'atmosphère terrestre. C'est ce qui fut réalisé avec le lancement en 1989 d'un

satellite d'astrométrie baptisé Hipparcos. Débarrassé des problèmes de turbulence

atmosphérique, celui fut en mesure de déterminer la position des étoiles à quelques millièmes

de seconde d'arc près et d'observer ainsi des parallaxes jusqu'à 1500 années-lumières du

Soleil. On peut citer comme illustration des possibilités d'Hipparcos le cas de l'étoile 70

Virginis. Les mesures faites à partir du sol donnaient des estimations très diverses, entre 29 et

102 années-lumière. Hipparcos observa cette étoile et détermina une valeur de 59 années-

lumière, avec une précision de l'ordre de un pour cent, soit à une demi-année-lumière près.

La méthode du point de convergence

Mais il y a un siècle, les astronomes n'avaient pas de satellite à leur disposition et ils devaient

donc trouver une deuxième méthode de mesure pour les distances supérieures à 100 années-

lumière. Ils y parvinrent en mettant au point une nouvelle technique, appelée la méthode du

point de convergence, qui s'appuyait sur des mesures du mouvement apparent de certaines

étoiles.

Position et vitesse des étoiles de l'amas des Hyades mesurées par le satellite Hipparcos. Le cercle

montre la position actuelle de chaque étoile, le trait son déplacement dans les 100 000 ans qui

viennent. L'amas se trouve à 150 années-lumière de nous. La plupart des étoiles se déplacent dans la

même direction, les autres ne font pas partie de l'amas. Crédit : ESA/SSD/Perryman et al.

Nous avons vu que les étoiles ne sont pas fixes mais se déplacent dans le ciel. Ces

déplacements angulaires observables depuis la Terre ne correspondent qu'à une partie du

mouvement réel des étoiles. Si par exemple une étoile se déplaçait dans la direction de la Terre,

nous l'observerions fixe dans le ciel. Ainsi, le mouvement réel d'une étoile peut être décomposé

en deux composantes : un mouvement tangentiel, accessible par des mesures de position

comme celles de Halley, et un mouvement radial, correspondant au déplacement de l'étoile le

long de notre ligne de visée et qui peut être évalué à l'aide de l'effet Doppler qu'il induit.

La méthode du point de convergence s'applique aux amas ouverts, des ensembles d'étoiles

assez lâches d'une dizaine ou d'une centaine de membres, comme par exemple les Hyades ou

les Pléiades. Les étoiles d'un tel amas sont fortement liées et se déplacent toutes dans la même

direction. Mais en projection sur la voûte céleste, elles semblent converger vers un même point,

de la même façon que les deux bords d'une route semblent converger à l'horizon. Des

considérations géométriques permettent alors de déterminer la distance de l'amas si l'on

connaît la position du point de convergence, ainsi que les vitesses tangentielles et radiales de

toutes les étoiles. En utilisant cette méthode, les astronomes découvrirent par exemple que les

Hyades se trouvaient à environ 150 années-lumière du Soleil. De façon plus générale, la

technique permit d'obtenir des résultats fiables jusqu'environ 300 années-lumière.

commentaires (0)
Aucun commentaire n'a été pas fait
Écrire ton premier commentaire
Ceci c'est un aperçu avant impression
Chercher dans l'extrait du document
Docsity n'est pas optimisée pour le navigateur que vous utilisez. Passez à Google Chrome, Firefox, Internet Explorer ou Safari 9+! Téléchargez Google Chrome