Mesures de l'univers

Voir le ciel, c'est bien beau, mais on aimerait savoir si les objets que l'on observe sont près ou loin et distinguer ceux qui se trouvent au sein de la Voie Lactée et ceux qui sont en dehors. La question ne se pose pas bien sûr pour les galaxies qui, elles, sont plutôt situées en dehors du plan de la nôtre. Depuis longtemps on a essayé de rendre compte des dimensions de l'univers. Le « bon sens » suggère que nous nous trouvons au milieu d'une vaste sphère qui s'étend dans toutes les directions puisque nous sommes dans un espace en 3 dimensions. 
De notre point de vue de simples amateurs (nous ne sommes pas tous des scientifiques mais tout au plus des observateurs et des poètes) notre espace est fini et limité par les capacités intrinsèques de nos instruments. Par exemple, un télescope de 200 mm de diamètre permet d'observer des astres par bon ciel (objets plutôt puisque parmi ces derniers ne se trouvent pas uniquement des étoiles) d'une magnitude de 13.5. 

La formule de calcul déterminant la magnitude maximum observable par un télescope donné :
Magnitude limite = 2 + 5 x log(D) ; D=diamètre du miroir ou de la lentille.

À l’œil nu cette magnitude est de 6 seulement, on comprend alors la difficulté des « anciens » dans leur compréhension de la voûte céleste. Ils ont toutefois très tôt essayé de mesurer les distances en appelant les mathématiques à la rescousse.

Aristarque de Samos (3ème siècle avant J.C.) a trouvé une méthode pour mesurer la distance de la Terre à la Lune ainsi que le diamètre de celle-ci relativement à celui de la Terre. Il a utilisé une éclipse pendant laquelle la Lune disparaît dans l'ombre de la Terre pendant environ 2 heures. La Lune étant 3 fois plus petite que la Terre et étant vue sou un angle connu, la trigonométrie nous donne la distance à laquelle se trouve l'astre de la nuit. Même si ça reste une approximation, celle-ci est excellente. Par une méthode dérivée, il a également réussi à mesurer la distance du Soleil ainsi que la distance Vénus-Soleil. 
On a donc depuis longtemps une idée assez précises des distances d'objets « proches », il faudra toutefois attendre l'arrivée d'instruments d'observation élaborés pour mesurer la distance d'objets éloignés.

En tendant le bras, en tenant disons un crayon et en fermant l’œil droit, le crayon vise un point donné. En fermant uniquement l'oeil gauche cette fois, le crayon vise alors un autre point comme s'il s'était déplacé. On connaît tous ce phénomène dû à la distance existant entre nos deux yeux, c'est ce qu'on nomme la parallaxe. 

On connaît la distance entre les yeux, il suffit alors de mesurer l'angle avec lequel on voit le crayon pour en déduire la distance à laquelle se trouve celui-ci. Les astronomes ont « élargi » l'écart entre les deux « yeux » en prenant des photos du ciel à 6 mois d'intervalle. Les étoiles les plus proches jouent le rôle du « crayon » et les plus lointaines celle de la « visée ». Cette fois, la distance entre les deux « yeux » est la taille de l'orbite de la Terre et on peut alors mesurer par observation l'angle  sous lequel on voit les étoiles les plus proches et en déduire leur distance.

On définit ainsi la parallaxe l’angle sous lequel on voit le rayon de l’orbite terrestre qui est désigné comme l’unité astronomique (UA). On mesure l’angle α, et on le divise par deux pour ensuite calculer la distance de l'étoile considérée.

On définit également une autre unité de distance : le parsec. Il s'agit de la distance à laquelle on voit l'UA sous un angle d'une seconde.

On peut ainsi mesurer depuis le sol des distances jusqu'à 30 parsecs avec une précision de 10 à 20 % environ. Néanmoins, on ne peut l'utiliser à l’œil nu et il a fallu attendre le début du 19ème siècle (en 1838 l'étoile 61 du Cygne) pour connaître les premières mesures de distances assez lointaines. Toutefois, avant de quitter le sol, on ne connaissait les distances que des 300 étoiles proches. 

A la fin des années 80, le satellite Hipparcos a considérablement amélioré notre connaissance des dimensions de l'univers. La précision des mesures a été augmentée de 50 fois et leur nombre multiplié par 80. Il a fourni 3 catalogues d'étoiles, Hypparcos, Tycho et Thyco 2 qui regroupent la plus grande partie des étoiles jusqu'à la magnitude de 11. 

Gaia, le successeur d'Hypparcos a été placé au point de Lagrange L2 en 2014. Il améliorera encore la précision et l'étendue des mesures d'environ un milliard d'étoiles jusqu'à la magnitude 20. Il s'agit de créer un catalogue en 3D et avec une précision accrue pour les objet plus proches. 

Sinon, on utilise également le laser pour mesurer la distance Terre-Lune ainsi que le radar pour améliorer la mesure de la distance des planètes.

Il s'agit d'étoiles variables géantes plus grosses et plus lumineuses que le Soleil. On les nomme ainsi d'après delta de Céphée dont elle est le « prototype ». Henrietta Leawitt est la première a avoir remarqué la relation unissant la magnitude de ce type d'étoiles et leur période de variation de luminosité. Elle travaillait à l'observatoire de l'université de Harvard à l'étude de plaques photographiques et elle publia sa découverte en 1908 puis en 1912. Celle-ci, connue aujourd'hui comme la loi de Heavitt, permit de faire un bond dans la mesure de distances des étoiles. Il suffit d'observer une céphéide pour en déduire sa distance. C'est ainsi que fut mesurée en 1924 la distance réelle de la galaxie d'Andromède que l'on croyait alors plus proche de nous. Suivirent beaucoup d'autres mesures de galaxies plus lointaines, grâce à cette découverte fondamentale qui a révolutionné la connaissance de l'univers. 

Néanmoins, pour des distances trop lointaines pour que l'on voie encore les Céphéides, il faut utiliser d'autres méthodes, tenir compte de l'expansion de l'univers, du décalage des étoiles vers le rouge ou de la déformation gravitationnelle de l'espace qui courbe la lumière. Toutes choses qui dépasse le cadre de cet article…

Dernière remarque, la lumière ayant une vitesse limite et fixe (300 000 km/s), ce que nous observons est le « passé » des objets du ciel profond. Ainsi, une étoile ou une galaxie située à 500 années lumières (c'est un exemple) pourrait très bien disparaître aujourd'hui et nous n'en saurions rien avant 500 ans. Voir l'univers de plus en plus loin revient à l'observer un temps d'autant plus reculé, peut-être qu'à force nous pourrons « voir » le big bang…