En astronomie, la parallaxe est le mouvement apparent des étoiles proches par rapport à leur arrière-plan causé par le voyage de la Terre autour du soleil. Parce que les étoiles plus proches semblent bouger plus que les étoiles éloignées, la quantité de mouvement apparent permet aux astronomes de déterminer leurs distances en mesurant le changement de l'angle d'observation tel qu'il apparaît depuis la Terre.
Le mouvement apparent et le changement l'angle est si petit qu'il est imperceptible à l'œil nu. En fait, la première parallaxe stellaire n'a été mesurée qu'en 1838 par l'astronome allemand Friedrich Bessel. L'application de la fonction trigonométrique tangente à l'angle de parallaxe mesuré et la distance parcourue par la Terre autour du Soleil donnent la distance à l'étoile en question.
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Le mouvement de la Terre autour du Soleil produit un mouvement apparent dans les étoiles proches, ce qui entraîne un léger changement de l'angle d'observation de l'étoile par rapport à la Terre. Les astronomes peuvent mesurer cet angle et calculer la distance à l'étoile correspondante en utilisant la fonction trigonométrique tangente.
Comment fonctionne la parallaxe
La Terre se déplace autour du soleil sur un cycle annuel avec la distance de la Terre au soleil étant une unité astronomique (UA). Cela signifie que deux observations d'une étoile à six mois d'intervalle se produisent à partir de deux points séparés par deux AU lorsque la Terre se déplace d'une extrémité de son orbite à l'autre.
L'angle d'observation d'une étoile change légèrement pendant les six mois que l'étoile semble se déplacer contre son arrière-plan. Plus l'angle est petit, moins l'étoile semble bouger et plus elle est éloignée. Mesurer l'angle et appliquer la tangente au triangle formé par la Terre, le soleil et l'étoile donne la distance à l'étoile.
Calculer la parallaxe
Un astronome pourrait mesurer un angle de 2 arcs. secondes pour l'étoile qu'il observe, et il veut calculer la distance à l'étoile. La parallaxe est si minuscule, elle est mesurée en secondes d'arc, égale à un soixantième de minute d'arc, qui est à son tour d'un soixantième degré de rotation.
L'astronome sait aussi que la Terre a déplacé 2 UA entre les observations. En d'autres termes, le triangle rectangle formé par la Terre, le Soleil et l'étoile a une longueur de 1 UA pour le côté entre la Terre et le Soleil, tandis que l'angle à l'étoile, à l'intérieur du triangle rectangle, est la moitié de l'angle mesuré ou 1 seconde d'arc. Ensuite, la distance à l'étoile est égale à 1 UA divisé par la tangente de 1 seconde d'arc ou 206,265 UA.
Pour faciliter la manipulation des unités de mesure de parallaxe, le parsec est défini comme la distance à une étoile qui a un angle de parallaxe de 1 seconde d'arc, soit 206,265 UA. Pour donner une idée des distances impliquées, un UA est d'environ 93 millions de miles, un parsec est d'environ 3,3 années-lumière, et une année-lumière est d'environ 6 billions de miles. Les étoiles les plus proches sont à plusieurs années-lumière.
Comment mesurer l'angle de parallaxe
La précision croissante des télescopes permet aux astronomes de mesurer des angles de parallaxe de plus en plus petits et de calculer avec précision les distances et plus loin. Pour mesurer un angle de parallaxe, un astronome doit enregistrer les angles d'observation d'une étoile à six mois d'intervalle.
L'astronome choisit une cible stationnaire proche de l'étoile en question, généralement une galaxie lointaine qui ne bouge pas. Il se concentre sur la galaxie et ensuite sur l'étoile, mesurant l'angle d'observation entre eux. Six mois plus tard, il répète le processus et enregistre le nouvel angle. La différence dans les angles d'observation est l'angle de parallaxe. L'astronome peut maintenant calculer la distance à l'étoile.
