Comment mesure-t-on les distances dans l'Univers ?
Une étoile brille : comment sait-on qu'elle est à 4 années-lumière ou à 4 millions ? On ne déroule aucun mètre ruban jusqu'aux galaxies. Les astronomes montent une échelle : un premier barreau mesure le voisinage par géométrie pure, et chaque barreau suivant emprunte au précédent sa graduation pour aller plus loin. Cette page décrit ces échelons — la parallaxe pour les étoiles proches, les céphéides pour les galaxies voisines, les supernovae de type Ia et le décalage vers le rouge pour le lointain — et comment chacun étalonne le suivant jusqu'au bord de l'Univers observable.
5
échelons emboîtés relient la géométrie du voisinage aux galaxies lointaines — chacun gradue le suivant
3,26 al
égalent 1 parsec : la distance d'une étoile dont la parallaxe vaut une seconde d'arc
1838
l'année où Bessel mesure la première parallaxe stellaire, sur l'étoile 61 Cygni
1912
Henrietta Leavitt publie la loi période-luminosité des céphéides, première chandelle standard
1998
les supernovae de type Ia révèlent l'expansion accélérée de l'Univers
Le principe
Une échelle dont chaque barreau étalonne le suivant
Une graduation posée sur un barreau se transmet à tous ceux qui viennent après, ce qui fait de l'ordre des échelons la clé de l'ensemble.
Aucune méthode ne couvre tout le ciel
Il n'existe pas d'instrument unique qui donne d'un coup la distance d'une étoile voisine et celle d'une galaxie à un milliard d'al. Chaque technique a une portée limitée : la géométrie plafonne à quelques milliers de pc, les étoiles-repères s'éteignent au-delà de quelques dizaines de millions d'al, et seuls les phénomènes les plus violents restent visibles plus loin. Les astronomes procèdent donc par relais. Ils bâtissent une échelle des distances : le premier barreau se mesure directement, par triangulation ; le deuxième se cale sur le premier, le troisième sur le deuxième, et ainsi de suite. C'est exactement le sens du mot « étalonner » — chaque échelon reçoit sa graduation de celui qui le précède.
Le voisinage donne l'étalon du lointain
Le paradoxe est fécond : pour jauger le très loin, il faut d'abord maîtriser le tout proche. Une céphéide dont la parallaxe donne la distance exacte devient un mètre étalon ; on l'emporte alors dans une galaxie voisine. Une supernova de type Ia mesurée dans une galaxie où vivent des céphéides hérite de leur graduation, puis on la retrouve à des milliards d'al. Le tableau ci-dessous récapitule les cinq barreaux principaux, leur portée et l'échelon sur lequel chacun s'appuie.
L'échelle des distances : cinq barreaux qui s'emboîtent
Méthode
Portée
Étalonnée par
Parallaxe (géométrie)
jusqu'à ~30 000 al
aucune — mesure directe
Ajustement de séquence principale
amas proches
la parallaxe
Céphéides (chandelle standard)
quelques dizaines de M al
la parallaxe
Supernovae de type Ia
plusieurs milliards d'al
les céphéides
Décalage vers le rouge (loi de Hubble)
bord de l'Univers observable
les supernovae Ia
Aucune ligne ne correspond au filtre.
Barreau 1 · le proche
La parallaxe : mesurer un déplacement du regard
La triangulation à l'échelle de l'orbite terrestre
Tendez le pouce et fermez un œil, puis l'autre : le pouce saute devant l'arrière-plan. Cet écart apparent, la parallaxe, dépend de la distance du pouce. Les astronomes jouent le même tour avec une base gigantesque : le diamètre de l'orbite terrestre. À six mois d'intervalle, la Terre occupe deux points opposés de son orbite, et une étoile proche paraît glisser d'un minuscule angle devant les étoiles lointaines. Cet angle donne la distance par simple trigonométrie. Il fonde même l'unité reine : une étoile dont la parallaxe vaut une seconde d'arc (1″) se trouve à 1 pc, soit 3,26 al. Plus l'étoile est loin, plus l'angle rétrécit — et c'est là toute la difficulté.
De Bessel à Gaia : la géométrie repousse sa limite
En 1838, Friedrich Bessel réussit la première mesure sur 61 Cygni : une parallaxe d'environ 0,3″, l'équivalent d'une pièce de monnaie vue à des kilomètres. L'étoile la plus proche, Proxima Centauri, affiche 0,77″, ce qui la place à 1,3 pc soit 4,2 al. Depuis le sol, l'atmosphère brouille les angles au-delà de quelques dizaines de pc. Tout change avec l'espace : le satellite Hipparcos (1989) mesure des étoiles jusqu'à 1 600 al, et la mission Gaia (lancée en 2013) affine les angles au millionième de seconde d'arc, cartographiant des distances jusqu'à des dizaines de milliers d'al. Ce premier barreau reste la seule mesure vraiment directe : tous les autres s'y raccrochent.
Principe de la parallaxe stellaire — Booyabazooka, Wikimedia Commons (domaine public) · Image de titre de la page : le champ ultra-profond de Hubble, NASA et ESA (domaine public, Wikimedia Commons)
Barreau 2 · les galaxies voisines
Les céphéides : des phares dont le rythme trahit l'éclat
Une chandelle standard : connaître l'éclat vrai
Une bougie vue de loin paraît faible ; connaissant sa flamme réelle, sa faiblesse apparente livre sa distance. Toute la deuxième marche tient dans ce raisonnement : trouver un astre dont on connaît l'éclat vrai, une « chandelle standard ». Les céphéides sont ces chandelles. Ce sont des étoiles géantes instables qui gonflent et se contractent, faisant varier leur luminosité sur un cycle parfaitement régulier. RS Puppis, ci-dessous, en est une, drapée de poussière. La clé fut découverte par Henrietta Leavitt à l'observatoire de Harvard : en 1912, en étudiant 25 céphéides du Petit Nuage de Magellan, elle établit que la durée du cycle d'une céphéide est reliée à sa luminosité vraie. Mesurez le rythme, vous connaissez l'éclat réel ; comparez à l'éclat apparent, vous tenez la distance.
1924 : la céphéide qui a fait éclater les frontières
Cette loi calibrée sur les parallaxes proches a résolu la plus grande querelle de l'astronomie. En 1924, Edwin Hubble repère des céphéides dans ce qu'on appelait la « nébuleuse d'Andromède ». Leur rythme trahit un éclat vrai colossal, donc une distance immense : bien au-delà de notre Voie lactée. M31 n'était pas un nuage local mais une galaxie à part entière, à quelque 2,5 M al. D'un coup, l'Univers connu changeait d'échelle. Aujourd'hui, les céphéides restent le mètre étalon des galaxies jusqu'à quelques dizaines de millions d'al — la limite au-delà de laquelle ces étoiles deviennent trop pâles à distinguer.
La céphéide RS Puppis par le télescope Hubble — NASA, ESA & Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-Hubble/Europe (CC BY 3.0)
Une « calculatrice humaine » à l'origine de tout
Leavitt était l'une des « calculatrices » de Harvard, payées quelques cents l'heure pour mesurer à la loupe l'éclat d'étoiles sur des plaques photographiques. En comparant patiemment des clichés du Petit Nuage de Magellan — où toutes les étoiles se trouvent à la même distance de nous —, elle isola la relation entre période et luminosité que personne n'avait vue. Sans elle, ni Hubble ni la cosmologie moderne : chaque distance de galaxie mesurée depuis un siècle descend, d'échelon en échelon, de cette découverte de 1912. C'est le barreau charnière de toute l'échelle.
Henrietta Swan Leavitt à l'observatoire de Harvard — AAVSO, Wikimedia Commons (domaine public)
Barreau 3 · le lointain
Les supernovae de type Ia : une bombe à l'éclat calibré
Toujours le même éclat maximal, donc une distance
Passé quelques dizaines de millions d'al, les céphéides s'effacent. Il faut un phare bien plus puissant, et la nature en fournit un remarquablement régulier : la supernova de type Ia. Elle naît de l'explosion d'une naine blanche qui, en accrétant la matière d'une compagne, atteint une masse critique identique à chaque fois. Cette limite fixe impose un éclat maximal quasi constant — une magnitude absolue proche de −19,3 mag, plusieurs milliards de fois le Soleil. Sur la photo, SN 1994D rivalise à elle seule avec le noyau de sa galaxie hôte, NGC 4526. Comme leur éclat vrai est connu, leur faiblesse apparente donne la distance — et comme elles brillent autant qu'une galaxie entière, on les repère à des milliards d'al.
1998 : la mesure qui a révélé l'énergie noire
Ces chandelles se calibrent sur les céphéides : on mesure des type Ia dans des galaxies proches où vivent aussi des céphéides, ce qui accorde les deux barreaux. Puis on les traque au loin. En 1998, deux équipes comparant des type Ia lointaines à leur distance attendue firent une découverte stupéfiante : ces supernovae paraissaient un peu trop faibles, donc plus loin que prévu. L'expansion de l'Univers ne ralentit pas — elle accélère, poussée par une « énergie noire » inconnue. Ce résultat, récompensé par un prix Nobel, repose entièrement sur la fiabilité de ce troisième échelon.
SN 1994D, supernova de type Ia dans NGC 4526, par Hubble — NASA/ESA, The High-Z Supernova Search Team (domaine public)
Barreau 4 · le très lointain
Le décalage vers le rouge : lire la distance dans la couleur
L'expansion étire la lumière des galaxies
Pour les galaxies les plus lointaines, même les supernovae deviennent rares et difficiles. On change alors de principe : on lit l'expansion de l'espace elle-même. En s'éloignant, une galaxie voit sa lumière étirée vers les grandes longueurs d'onde — décalée vers le rouge. Ce décalage vers le rouge, noté z, se mesure très précisément dans le spectre : les raies connues d'un atome apparaissent déplacées. Dès 1912, Vesto Slipher constate que presque toutes les galaxies fuient. En 1929, Edwin Hubble relie ce décalage à la distance : plus une galaxie est loin, plus elle s'éloigne vite, et proportionnellement. C'est la loi de Hubble, la droite du diagramme ci-dessous.
Le dernier barreau, calibré par les précédents
La loi de Hubble transforme un décalage vers le rouge — facile à mesurer, même très loin — en distance. Encore faut-il connaître la pente de la droite : c'est là que l'échelle entière rend service. On l'ajuste sur des galaxies dont la distance est déjà donnée par les supernovae Ia, elles-mêmes calées sur les céphéides, elles-mêmes calées sur la parallaxe. Ce dernier barreau porte jusqu'au bord de l'Univers observable. La pente reste débattue, entre environ 67 et 73 selon la méthode : ce désaccord, la « tension de Hubble », est l'un des grands chantiers ouverts de la cosmologie.
La loi de Hubble : décalage vers le rouge proportionnel à la distance — Brews ohare, Wikimedia Commons (CC BY-SA 3.0)
En pratique
Monter l'échelle, échelon par échelon
Poser le pied sur la géométrie
On mesure directement la parallaxe des étoiles proches, y compris des céphéides du voisinage. Aucune hypothèse : seulement un angle et de la trigonométrie. Gaia grave ce premier barreau jusqu'à des dizaines de milliers d'al.
Graduer les céphéides sur la parallaxe
Les céphéides dont la distance est connue par parallaxe calibrent la loi période-luminosité de Leavitt. On sait désormais lire l'éclat vrai d'une céphéide d'après son rythme, où qu'elle soit.
Emporter les céphéides dans les galaxies voisines
On repère des céphéides dans une galaxie proche (comme M31 en 1924) : leur rythme donne leur distance, donc celle de la galaxie, jusqu'à quelques dizaines de M al.
Caler les supernovae Ia sur les céphéides
Dans des galaxies abritant à la fois céphéides et type Ia, on accorde les deux règles. Les supernovae, visibles à des milliards d'al, prennent le relais bien au-delà de la portée des céphéides.
Étalonner le décalage vers le rouge
Les distances données par les type Ia fixent la pente de la loi de Hubble. Ensuite, un simple décalage vers le rouge suffit à situer une galaxie jusqu'au bord de l'Univers observable.
Chaque barreau : ce qu'il mesure et son point faible
Barreau
Ce qu'il exploite
Où il s'arrête
Parallaxe
un angle géométrique sur l'orbite terrestre
l'angle devient illisible vers 30 000 al
Céphéides
la période de pulsation donne l'éclat vrai
l'étoile disparaît vers quelques dizaines de M al
Supernovae Ia
un éclat maximal quasi constant (−19,3 mag)
événements rares, à guetter au bon moment
Décalage vers le rouge
l'expansion étire la lumière (loi de Hubble)
pente encore débattue (tension de Hubble)
Aucune ligne ne correspond au filtre.
Un peu d'histoire
Deux siècles pour construire l'échelle
1838
Friedrich Bessel mesure la première parallaxe stellaire, sur 61 Cygni (≈ 0,3″). Pour la première fois, on connaît la distance d'une étoile autrement que par supposition : le premier barreau est posé.
1912
Henrietta Leavitt publie la loi période-luminosité à partir de 25 céphéides du Petit Nuage de Magellan. La première chandelle standard est née — la clé de tous les échelons supérieurs.
1924
Edwin Hubble trouve des céphéides dans Andromède (M31) et démontre qu'elle est une galaxie extérieure, à ≈ 2,5 M al. L'Univers devient un océan de galaxies.
1929
Hubble relie le décalage vers le rouge des galaxies à leur distance : la loi de Hubble transforme une couleur en distance, jusqu'au très lointain.
1989
Le satellite Hipparcos mesure des parallaxes de précision jusqu'à ≈ 1 600 al, offrant une base solide pour recalibrer les céphéides.
1998
Les supernovae de type Ia lointaines révèlent l'expansion accélérée de l'Univers et l'énergie noire — une découverte suspendue à la fiabilité de l'échelle.
2013
Lancement de Gaia, qui cartographie des distances au millionième de seconde d'arc jusqu'à des dizaines de milliers d'al et refonde le premier barreau.
L'avis de Luc
Toute la carte de l'Univers repose sur une poignée d'étoiles proches dont la distance est vraiment connue, et sur le rythme de quelques céphéides mesuré par une femme penchée sur des plaques photographiques en 1912. Le reste n'est qu'une succession de relais — on fait confiance à un barreau pour poser le pied sur le suivant. Cette fragilité assumée est ce que l'échelle des distances a de plus impressionnant. Dit devant Andromède, aux jumelles 10×50 un soir sans lune, l'argument porte : ce petit fuseau flou a été pesé grâce à des étoiles qui clignotent selon un tempo régulier.
La méthode prend son sens quand on la rapporte aux objets qu'elle situe et aux astres dont elle exploite la fin de vie.
Où placer ce que l'échelle mesure
Cette page raconte la méthode ; pour situer les objets eux-mêmes dans leur emboîtement, du Système solaire au superamas, lisez Où sommes-nous dans l'Univers ?. Et parce que les supernovae de type Ia sont la mort explosive d'une naine blanche, le barreau du lointain se comprend mieux après Le cycle de vie des étoiles. Les fiches ci-dessous montrent les objets que ces échelons ont mesurés.
Andromède (M31) : la galaxie que les céphéides ont éloignée L'objet sur lequel Hubble a pointé ses céphéides en 1924 pour prouver que l'Univers déborde de la Voie lactée. Où la trouver, ce qu'on en voit.