En astronomie, la parallaxe est le mouvement apparent des étoiles voisines sur leur arrière-plan provoqué par le voyage de la Terre autour du soleil. Parce que les étoiles plus proches semblent se déplacer plus que les lointaines, 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 de la Terre.

Le mouvement apparent et le changement de l'angle est si petit qu'ils sont imperceptibles 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 à la distance parcourue par la Terre autour du soleil donne la distance à l'étoile en question.

TL; DR (Trop long; n'a pas lu)

Le mouvement de la Terre autour du soleil produit un mouvement apparent dans les étoiles proches, entraînant un petit changement dans l'angle d'observation de l'étoile par rapport à la Terre. Les astronomes peuvent mesurer cet angle et calculer la distance jusqu'à l'étoile correspondante en utilisant la fonction trigonométrique tangente.
Fonctionnement de Parallax

La Terre se déplace autour du soleil sur un cycle annuel avec la distance de la Terre au soleil étant une unité astronomique (AU). Cela signifie que deux observations d'une étoile à six mois d'intervalle ont lieu à partir de deux points distants de deux UA lorsque la Terre se déplace d'un bout à l'autre de son orbite.

L'angle d'observation d'une étoile change légèrement au cours des six mois alors que la star semble bouger sur son fond. 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.
Calcul de la parallaxe

Un astronome peut mesurer un angle de 2 secondes d'arc pour la étoile qu'il observe, et il veut calculer la distance à l'étoile. La parallaxe est si petite qu'elle est mesurée en secondes d'arc, égale à un soixantième d'une minute d'arc, ce qui est à son tour un soixantième de degré de rotation.

L'astronome sait aussi que la Terre a déplacé de 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 AU divisé par la tangente de 1 seconde d'arc ou 206 265 AU.

Pour faciliter la gestion 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 AU. Pour donner une idée des distances impliquées, un UA représente environ 93 millions de miles, un parsec représente environ 3,3 années-lumière et une année-lumière représente 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 aux étoiles de plus en 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 près de l'étoile en question, généralement une galaxie éloignée qui ne bouge pas. Il se concentre sur la galaxie puis sur l'étoile, mesurant l'angle d'observation entre elles. 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 jusqu'à l'étoile.