Parallaxe stellaire

 

La parallaxe est un effet optique bien connu : quand vous mesurez avec votre double-décimètre, si votre œil n’est pas perpendiculaire à la mesure, vous risquez de commettre une erreur de mesure, dûe à un effet de perspective.
En astronomie, la parallaxe stellaire annuelle est l’angle sous lequel on voit le demi-axe de l’orbite que fait la Terre (T) autour du Soleil (S). La détermination de la parallaxe d’une étoile permet de connaître sa distance au Soleil.

 



Deux mesures sont prise à six mois d’intervalle, aux deux positions T et T’ de la Terre telles que TST’ est perpendiculaire à SE (une seule telle droite dans le plan de l’ecliptique). Quand la Terre est en T, on mesure l’angle STE, puis en T’ l’angle ST’E ; les angles TSE et T’SE étant droits, on en déduit facilement la parallaxe p, et donc la distance de l’étoile E au Soleil.

 

La parallaxe ne doit pas être confondue avec l’aberration (chapitre 13 de mon livre), qui est un autre effet optique lié à la composition de la vitesse de la lumière (c= 300 000 kms/s) et celle de la Terre (V= 30 kms/s). L’aberration est un angle ψ tel que tgψ = V/c soit ψ un petit angle de 20 secondes d’arc, qui est le même pour toutes les étoiles E, et qui est indépendant de la distance entre l’étoile E et le système solaire.

La parallaxe sera très difficile à mettre en évidence dans l’histoire des sciences car en fait elle est très petite. Plus l’étoile E est lointaine, plus la parallaxe p est petite : or, même pour les étoiles les plus proches du système solaire, on est déjà à une parallaxe très faible, inférieure à 1 seconde d’arc.
C’est pourquoi, alors que Galilée avait prédit l’existence de la parallaxe à l’appui de la théorie copernicienne (mais il était loin d’imaginer le phénomène de l’aberration), les astronomes s’escriment à la mettre en évidence sans succès : les instruments de mesure de l’époque ne permettant pas de mesurer un si petit effet ; par ailleurs ils croyaient, à tort, 1) que les étoiles étaient beaucoup plus proches de nous qu’elles le sont réellement, 2) que d’une étoile à une autre les distances au Soleil n’étaient pas si variables que cela. On avait donc tendance à choisir n’importe quelle étoile pour en calculer la parallaxe.
Ce n’est qu’en 1838 que l’astronome allemand Bessel (1784 – 1846) arrive à mettre en évidence la parallaxe d’une étoile proche, 61 du Cygne, avec une parallaxe de 0,31 secondes d’arc, et une distance au Soleil de 11,4 années-lumière.
Par la suite on définira l’unité de longueur le PARSEC (parallaxe-seconde), c’est à dire la distance au Soleil d’un objet dont la parallaxe vaut 1 seconde d’arc ; le PARSEC vaut 3,26 années-lumière.
En 1915 fut découverte par la même méthode l’étoile la plus proche du système solaire, Proxima Centauri (constellation du Centaure), à 4,22 années-lumière ou 1,3 parsec.



Le satellite Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite) de l’Agence Spatiale Européenne, du nom de l’astronome Hipparque (deuxième siècle avant notre ère), satellite d’astrométrie spatiale, collecta de 1989 à 1993 par la méthode de la parallaxe la distance au Soleil d’environ un million d’étoiles situées à moins de 150 parsecs du Soleil.

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