1. Parallaxe:
* Principe: Cette méthode est basée sur le décalage apparent dans la position d'un objet lorsqu'il est vu à partir de deux emplacements différents. Imaginez tenir un doigt devant votre visage et le regarder avec chaque œil séparément - votre doigt semble se déplacer sur le fond. De même, les astronomes observent une étoile de deux points sur l'orbite de la Terre à six mois d'intervalle (lorsque la Terre est sur les côtés opposés du soleil) et mesure le minuscule décalage de sa position apparente.
* Range: Cette méthode fonctionne mieux pour les étoiles relativement voisines, jusqu'à quelques milliers d'années-lumière.
* Limitations: Pour les étoiles plus éloignées, l'angle de parallaxe devient trop petit pour mesurer avec précision.
2. Bougies standard:
* Principe: Certains types d'étoiles, comme les étoiles variables Cepheid et les supernovae de type IA, ont une luminosité connue et prévisible. Les astronomes peuvent mesurer la luminosité apparente de ces objets et, en connaissant leur luminosité intrinsèque, calculer leur distance.
* Range: Cette méthode peut être utilisée pour des distances beaucoup plus grandes que la parallaxe, atteignant des millions d'années-lumière.
* Limitations: Il repose sur l'hypothèse que la luminosité intrinsèque de ces objets est constante et bien compris. Il peut y avoir des incertitudes dans ces hypothèses.
3. Redshift:
* Principe: La lumière des galaxies éloignées est étirée ou déplacée vers l'extrémité rouge du spectre en raison de l'expansion de l'univers. La quantité de décalage vers le rouge est proportionnelle à la distance de la galaxie.
* Range: Cette méthode convient aux distances extrêmement grandes, à des milliards d'années-lumière.
* Limitations: Il suppose un taux d'expansion cohérent de l'univers, qui peut varier dans le temps et l'espace.
4. Relation de Tully-Fisher:
* Principe: Cette méthode relie la vitesse de rotation d'une galaxie en spirale à sa luminosité (luminosité intrinsèque). En mesurant la vitesse de rotation (par décalage de Doppler), les astronomes peuvent estimer la luminosité de la galaxie, puis déterminer sa distance.
* Range: Cette méthode est efficace pour les galaxies en spirale dans quelques centaines de millions d'années-lumière.
* Limitations: Il repose sur l'hypothèse que la relation entre la vitesse de rotation et la luminosité est constante pour toutes les galaxies en spirale.
5. Fluctation de la luminosité de la surface:
* Principe: Cette méthode analyse les variations de luminosité de surface d'une galaxie causée par les étoiles individuelles à l'intérieur. La quantité de fluctuation dépend de la distance de la galaxie.
* Range: Il est utile pour les galaxies jusqu'à quelques centaines de millions d'années-lumière.
* Limitations: Il nécessite une image à haute résolution de la galaxie et peut être sensible à la structure interne de la galaxie.
6. Lentille gravitationnelle:
* Principe: Des objets massifs comme les galaxies ou les grappes de galaxies plient le chemin de la lumière passant près d'eux, agrandissant et déformant les images d'objets plus éloignés. En analysant le modèle de distorsion, les astronomes peuvent estimer la distance à l'objet de fond.
* Range: Cette méthode peut être utilisée pour des objets extrêmement éloignés, à des milliards d'années-lumière.
* Limitations: Il nécessite une analyse minutieuse de l'effet de lentille et peut être complexe pour interpréter.
Ces méthodes fonctionnent ensemble pour peindre une image complète des grandes distances de l'univers. Les astronomes affinent constamment ces techniques et en explorent de nouveaux, repoussant constamment les limites de notre compréhension du cosmos.
