Comment les astronomes mesurent les distances

Pourquoi la distance est difficile à mesurer

Dans le ciel nocturne, toutes les étoiles semblent à la même distance, comme peintes sur une voûte. Une étoile peu brillante peut l'être parce qu'elle est lointaine, ou parce qu'elle est petite. Sans connaître les distances, impossible de savoir la taille ou l'éclat réels de quoi que ce soit.

Les astronomes ont résolu ce problème étape par étape. Les méthodes qui fonctionnent de près servent à étalonner celles qui portent plus loin, formant ce qu'on appelle l'échelle des distances cosmiques. Notre guide sur l'année-lumière explique les unités ; voyons ici comment fonctionne chaque barreau.

Radar et lasers : le Système solaire

La façon la plus directe de mesurer une distance consiste à envoyer un signal et à chronométrer son écho. Depuis les années 1960, des radiotélescopes font rebondir des ondes radar sur Vénus, Mars et des astéroïdes. Comme les ondes radio se propagent à la vitesse de la lumière, le temps d'aller-retour donne la distance.

Ces mesures ont permis de fixer l'unité astronomique, la distance moyenne entre la Terre et le Soleil. En 2012, l'Union astronomique internationale l'a fixée à exactement 149 597 870,7 km.

Pour la Lune, les scientifiques tirent des lasers sur des réflecteurs laissés par les astronautes d'Apollo et des rovers soviétiques. Chronométrer la lumière de retour permet de mesurer la distance de la Lune à environ 2,5 cm près.

La parallaxe : les étoiles proches

Tenez un doigt devant votre visage et fermez un œil, puis l'autre. Votre doigt saute par rapport à l'arrière-plan. Ce décalage, c'est la parallaxe, et plus l'objet est proche, plus le saut est grand.

Les astronomes font la même chose avec l'orbite terrestre. Ils observent une étoile à six mois d'intervalle, lorsque la Terre se trouve de part et d'autre du Soleil, et mesurent son décalage par rapport à des étoiles plus lointaines. Une géométrie simple donne alors la distance. Une étoile qui se décale d'une seconde d'arc se trouve à un parsec, soit environ 3,26 années-lumière.

Ces décalages sont infimes ; même l'étoile la plus proche bouge de moins d'une seconde d'arc. Friedrich Bessel a mesuré la première parallaxe stellaire en 1838. La sonde Gaia de l'ESA, qui a terminé ses observations en 2025, a mesuré les positions et les parallaxes de près de 2 milliards d'étoiles, offrant la carte 3D la plus détaillée de notre galaxie.

Les chandelles standard : les céphéides

Au-delà de notre galaxie, la parallaxe ne suffit plus ; les astronomes se tournent alors vers les chandelles standard, des objets dont la luminosité réelle est connue. En la comparant à leur éclat apparent, on obtient la distance, de même qu'un lampadaire paraît d'autant plus faible qu'il est éloigné.

Les céphéides sont des étoiles géantes pulsantes dont l'éclat augmente et diminue selon un rythme régulier. En 1912, Henrietta Swan Leavitt a découvert que plus le cycle d'une céphéide est long, plus sa luminosité réelle est grande. Mesurez la période, et vous connaissez sa vraie luminosité.

Dans les années 1920, Edwin Hubble a utilisé des céphéides de la galaxie d'Andromède pour montrer qu'elle se trouve bien au-delà de la Voie lactée. Aujourd'hui, les télescopes spatiaux Hubble et Webb mesurent des céphéides dans des galaxies situées à environ 100 millions d'années-lumière.

Supernovas de type Ia et décalage vers le rouge

Pour aller plus loin, il faut une chandelle plus brillante. Une supernova de type Ia est l'explosion d'une naine blanche ; à son maximum, elle peut éclipser toute une galaxie. Ces explosions atteignent une luminosité maximale semblable, que l'on peut étalonner grâce aux galaxies qui abritent aussi des céphéides.

Les supernovas de type Ia sont visibles à des milliards d'années-lumière. En 1998, deux équipes s'en sont servies pour découvrir que l'expansion de l'Univers s'accélère, un travail récompensé par le prix Nobel de physique 2011.

Pour les galaxies les plus lointaines, les astronomes s'appuient sur le décalage vers le rouge. À mesure que l'espace se dilate, la lumière qui le traverse est étirée vers des longueurs d'onde plus grandes, plus rouges. Hubble a découvert que les galaxies les plus éloignées présentent les plus grands décalages ; mesurer le décalage vers le rouge d'une galaxie, avec un modèle de l'expansion cosmique, donne donc sa distance. La lumière des galaxies les plus lointaines vues par Webb a été étirée plus de dix fois.

Une échelle et une énigme

Chaque barreau dépend de celui du dessous. Le radar fixe l'ua, l'ua fixe la parallaxe, la parallaxe étalonne les céphéides, les céphéides étalonnent les supernovas, et les supernovas portent assez loin pour mesurer la constante de Hubble, le rythme auquel l'Univers se dilate.

En 2026 persiste un désaccord tenace, appelé tension de Hubble. Les mesures fondées sur l'échelle des distances donnent environ 73 km/s par mégaparsec, tandis que les prédictions tirées du rayonnement résiduel de l'Univers primordial donnent environ 67. Les chercheurs testent d'autres chandelles standard, comme les géantes rouges les plus brillantes, pour savoir si cet écart est une erreur de mesure ou le signe d'une nouvelle physique.

Vous pouvez essayer la parallaxe vous-même : photographiez un objet proche devant un horizon lointain depuis deux points séparés d'une distance connue, puis calculez à quelle distance il se trouve. C'est la même géométrie que celle des astronomes, à une échelle bien plus petite.