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Comprendre la parallaxe stellaire

En astronomie, la parallaxe fait référence au déplacement apparent d'une étoile proche par rapport à un arrière-plan lointain lorsque la Terre tourne autour du Soleil. Étant donné que le décalage est plus important pour les étoiles plus proches, l'angle mesuré reflète directement la distance de l'étoile.

TL;DR (trop long ; je n'ai pas lu)

En observant une étoile depuis des côtés opposés de l’orbite terrestre, les astronomes capturent un minuscule décalage angulaire. Le décalage, mesuré en secondes d'arc, peut être converti en distance en utilisant la trigonométrie de base.

Fonctionnement de la mesure

À mesure que la Terre se déplace autour du Soleil, sa position change d’environ 2 unités astronomiques (UA) sur un intervalle de six mois. Lorsqu'une étoile est observée au début et à la fin de cet intervalle, sa position apparente se déplace légèrement. Plus le décalage est petit, plus l'étoile est éloignée.

Le triangle rectangle formé par la Terre, le Soleil et l’étoile a une branche de 1 UA. L'angle de parallaxe (p) correspond à la moitié du décalage observé. La distance de l'étoile (d) découle de la relation d=1AU/tanp.

Calcul illustratif

Supposons qu'un astronome enregistre une parallaxe de 2 secondes d'arc pour une étoile cible. Le demi-angle est de 1 seconde d'arc. Brancher ceci dans la formule donne :

d = 1 AU / tan(1″) ≈ 206,265 AU.

Par définition, un parsec est la distance à une étoile dont la parallaxe est de 1 seconde d'arc, soit environ 206 265 UA, soit 3,3 années-lumière. Une UA équivaut à environ 93 millions de milles, tandis qu'une année-lumière équivaut à environ 6 000 milliards de milles.

Mesurer l'angle de parallaxe

Les télescopes modernes peuvent détecter des angles bien inférieurs à une seule seconde d'arc, ce qui permet de mesurer des distances pour des étoiles situées à des milliers d'années-lumière. Le processus implique :

1. Sélection d'un objet d'arrière-plan fixe et distant (souvent une galaxie) qui sert de point de référence.
2. Mesurer la séparation angulaire entre l'étoile et la référence en un point de l'orbite terrestre.
3. Répéter la mesure six mois plus tard depuis le côté opposé de l'orbite.
4. Calcul de la différence entre les deux angles, c'est-à-dire l'angle de parallaxe.
5. Utiliser la formule de la tangente pour convertir l'angle en distance.

Chaque amélioration successive de la précision du télescope élargit la gamme d'étoiles dont les distances peuvent être cartographiées, formant ainsi l'épine dorsale de l'échelle des distances cosmiques.