Distances entre les galaxies

Voici quelque chose de facile à comprendre. Fermez un œil et tendez un doigt devant vous pour viser quelque chose de lointain. Sans bouger votre doigt, ouvrez l’œil fermé et fermez l’œil ouvert. Ô surprise : vous ne visez plus la même chose !

Avec la Terre on peut faire pareil. Imaginez simplement que vous avez une grosse tête et que l’écartement de vos yeux est égal au diamètre de l’orbite terrestre. Par exemple, le 1er janvier (à la position de votre œil gauche) on vise une étoile relativement proche (c’est votre doigt) qui apparait dans une certaine position par rapport à des étoiles beaucoup plus lointaines. Six mois plus tard, la Terre a fait un demi-tour autour du soleil et se trouve à la position de votre œil droit. L’étoile visée n’apparait plus à la même position par rapport au fond plus lointain. Plus l’étoile visée est proche de nous, plus son déplacement apparent est grand. Je dis « grand » mais il est clair que sans télescope approprié vous ne verrez rien du tout.

On peut ainsi calculer les distances d’étoiles jusqu’à environ 100 parsecs (1parsec = un peu plus de 3 années-lumière soit 30 mille milliards de kilomètres).

J’entends déjà ricaner ceux qui se souviennent de mon article sur les distances. On ne va pas bien loin, sachant que notre galaxie fait un peu plus de 30 000 parsecs de diamètre !

Ce sont des étoiles dont la luminosité varie périodiquement et passe par des maximums et des minimums (un peu comme un phare que vous apercevez au loin sur la côte). On découvre au début du XXe siècle que leur période (la durée entre deux maximums) dépend de leur luminosité. Grâce à la méthode des parallaxes, on est capable d’étalonner les Céphéïdes les plus proches. J’explique. Plus une étoile est loin, moins elle vous apparait brillante. Si on est capable de connaitre la vraie luminosité d’une étoile, on peut calculer sa distance en la comparant avec la luminosité apparente. Inversement, quand on connait la distance et la luminosité apparente, on en déduit la luminosité réelle. La méthode des parallaxes donne la distance des Céphéïdes proches. On connait donc leur luminosité réelle… qu’on peut relier à leur période et paf ! On a une formule.

Vous avez compris le principe. De proche en proche on va pouvoir calibrer les méthodes suivantes. Un exemple : la méthode de Tully-Fisher permet de déduire la luminosité d’une galaxie en fonction de sa vitesse de rotation. La vitesse de rotation est liée au nombre d’étoiles de la galaxie (à sa masse, en fait), et le nombre d’étoile est lié à sa luminosité. Pour peu qu’on aperçoive une Céphéïde dans la galaxie en question, on peut vérifier que la méthode est bonne.

Nous n’allons pas ici rentrer dans le détail de toutes les méthodes utilisées et ça vous fera une belle jambe de savoir qu’il existe celle de Baade-Wesselink, de Feber-Jackson ou l’effet Sunyaev-Zeldovitch (non ce n’est pas un éternuement extraterrestre). Mais l’on ne peut terminer cet article sans évoquer la loi de Hubble (pas le télescope, l’astronome). Tout le monde connait l’effet Doppler, soit pour s’être fait flasher par un radar, soit en constatant la variation de son d’un camion de pompier qui passe. Appliqué à la vitesse d’éloignement des galaxies cela donne un décalage de leur spectre lumineux vers le rouge.

Du fait de l’expansion de l’univers, plus une galaxie est lointaine, plus sa vitesse d’éloignement (de nous) est rapide et plus son décalage vers le rouge est fort.