Parallaxe stellaire - Stellar parallax

La parallaxe stellaire est la base du parsec , qui est la distance du Soleil à un objet astronomique qui a un angle de parallaxe d'une seconde d'arc . (1 AU et 1 parsec ne sont pas à l'échelle, 1 parsec = ~206265 AU)

La parallaxe stellaire est le décalage apparent de position de toute étoile proche (ou autre objet) par rapport à l'arrière-plan d'objets distants. Créé par les différentes positions orbitales de la Terre , le décalage extrêmement faible observé est le plus important à des intervalles de temps d'environ six mois, lorsque la Terre arrive des côtés opposés du Soleil sur son orbite, donnant une distance de base d'environ deux unités astronomiques entre les observations. La parallaxe elle-même est considérée comme la moitié de ce maximum, à peu près équivalente au décalage d'observation qui se produirait en raison des différentes positions de la Terre et du Soleil, une ligne de base d'une unité astronomique (UA).

La parallaxe stellaire est si difficile à détecter que son existence a fait l'objet de nombreux débats en astronomie pendant des centaines d'années. Friedrich Bessel a réalisé la première mesure de parallaxe réussie en 1838, pour l'étoile 61 Cygni , à l'aide d'un héliomètre Fraunhofer à l' observatoire de Königsberg .

Méthode de parallaxe

Tout au long de l'année la position d'une étoile S est notée par rapport aux autres étoiles dans son voisinage apparent :

Mouvement de parallaxe stellaire.png

Les étoiles qui ne semblaient pas bouger les unes par rapport aux autres sont utilisées comme points de référence pour déterminer la trajectoire de S.

La trajectoire observée est une ellipse : la projection de l'orbite de la Terre autour du Soleil par S sur le fond lointain d'étoiles immobiles. Plus S est éloigné de l'axe orbital de la Terre, plus l'excentricité de la trajectoire de S est grande. Le centre de l'ellipse correspond au point où S serait vu du Soleil :

Parallaxe stellaire angle droit d'observation.png

Le plan de l'orbite terrestre fait un angle par rapport à une ligne du Soleil passant par S. Les sommets v et v' de la projection elliptique de la trajectoire de S sont des projections des positions de la Terre E et E' telles qu'une ligne EE' coupe la ligne Soleil-S à angle droit ; le triangle créé par les points E, E' et S est un triangle isocèle ayant pour axe de symétrie la droite Soleil-S.

Toutes les étoiles qui ne se sont pas déplacées entre les observations sont, pour la précision de la mesure, infiniment éloignées. Cela signifie que la distance du mouvement de la Terre par rapport à la distance de ces étoiles infiniment lointaines est, dans la précision de la mesure, de 0. Ainsi, une ligne de mire de la première position de la Terre E au sommet v sera essentiellement la même comme une ligne de mire de la deuxième position de la Terre E' au même sommet v, et sera donc parallèle à celui-ci - impossible à représenter de manière convaincante dans une image de taille limitée :

Puisque la droite E'-v' est une transversale dans le même plan (approximativement euclidien) que les droites parallèles Ev et E'-v, il s'ensuit que les angles d'intersection correspondants de ces droites parallèles avec cette transversale sont congrus : l'angle θ entre lignes de visée Ev et E'-v' est égal à l'angle θ entre E'-v et E'-v', qui est l'angle entre les positions observées de S par rapport à son environnement stellaire apparemment immobile.

La distance d du Soleil à S résulte maintenant de la trigonométrie simple :

       bronzage (½θ) = E-Sun / d,

de sorte que d = E-Sun / tan(½θ), où E-Sun vaut 1 UA.

Plus un objet est éloigné, plus sa parallaxe est petite.

Les mesures de parallaxe stellaire sont données dans les minuscules unités de secondes d' arc , ou même en millièmes de secondes d'arc (milliarcsecondes). L'unité de distance parsec est définie comme la longueur de la branche d'un triangle rectangle adjacente à l'angle d'une seconde d'arc à un sommet , où l'autre branche mesure 1 UA de long. Étant donné que les parallaxes et les distances stellaires impliquent toutes de tels triangles rectangles minces , une approximation trigonométrique pratique peut être utilisée pour convertir les parallaxes (en secondes d'arc) en distance (en parsecs). La distance approximative est simplement l' inverse de la parallaxe : Par exemple, Proxima Centauri (l'étoile la plus proche de la Terre autre que le Soleil), dont la parallaxe est de 0,7685, est distante de 1/0,7685 parsecs = 1,301 parsecs (4,24 ly).

Théorie et tentatives initiales

L'héliomètre Dollond de la fin des années 1700

La parallaxe stellaire est si petite qu'elle était inobservable jusqu'au 19ème siècle, et son absence apparente a été utilisée comme argument scientifique contre l' héliocentrisme au début de l'ère moderne . Il est clair d'après la géométrie d' Euclide que l'effet serait indétectable si les étoiles étaient suffisamment éloignées, mais pour diverses raisons, de telles distances gigantesques impliquées semblaient tout à fait invraisemblables : c'était l'une des principales objections de Tycho Brahe à l'héliocentrisme copernicien que pour pour être compatible avec l'absence de parallaxe stellaire observable, il faudrait qu'il y ait un vide énorme et improbable entre l'orbite de Saturne et la huitième sphère (les étoiles fixes).

James Bradley a d' abord essayé de mesurer les parallaxes stellaires en 1729. Le mouvement stellaire s'est avéré trop insignifiant pour son télescope , mais il a plutôt découvert l' aberration de la lumière et la nutation de l'axe de la Terre, et a catalogué 3 222 étoiles.

19e et 20e siècles

L'héliomètre de Bessel
La lentille fendue de l'héliomètre de Bamberg (fin du XIXe siècle)

La parallaxe stellaire est le plus souvent mesurée à l'aide de la parallaxe annuelle , définie comme la différence de position d'une étoile vue de la Terre et du Soleil, c'est-à-dire l'angle sous-tendu à une étoile par le rayon moyen de l'orbite terrestre autour du Soleil. Le parsec (3,26 années-lumière ) est défini comme la distance pour laquelle la parallaxe annuelle est de 1  seconde d'arc . La parallaxe annuelle est normalement mesurée en observant la position d'une étoile à différents moments de l'année lorsque la Terre se déplace sur son orbite. La mesure de la parallaxe annuelle a été le premier moyen fiable de déterminer les distances aux étoiles les plus proches. Les premières mesures réussies de la parallaxe stellaire ont été réalisées par Friedrich Bessel en 1838 pour l'étoile 61 Cygni à l' aide d'un héliomètre .

Étant très difficile à mesurer, seulement une soixantaine de parallaxes stellaires avaient été obtenues à la fin du XIXe siècle, principalement à l'aide du micromètre filaire . Les astrographes utilisant des plaques photographiques astronomiques ont accéléré le processus au début du 20e siècle. Les machines à mesurer les plaques automatisées et la technologie informatique plus sophistiquée des années 1960 ont permis une compilation plus efficace des catalogues d'étoiles . Dans les années 1980, les dispositifs à couplage de charge (CCD) ont remplacé les plaques photographiques et réduit les incertitudes optiques à une milliseconde d'arc.

La parallaxe stellaire reste la norme pour calibrer les autres méthodes de mesure (voir Échelle de distance cosmique ). Des calculs précis de distance basés sur la parallaxe stellaire nécessitent une mesure de la distance de la Terre au Soleil, maintenant connue avec une précision exquise basée sur la réflexion radar sur les surfaces des planètes.

Les angles impliqués dans ces calculs sont très petits et donc difficiles à mesurer. L'étoile la plus proche du Soleil (et aussi l'étoile avec la plus grande parallaxe), Proxima Centauri , a une parallaxe de 0,7685 ± 0,0002 arcsec. Cet angle est approximativement celui sous - tendu par un objet de 2 centimètres de diamètre situé à 5,3 kilomètres.

Un grand héliomètre a été installé à l' observatoire Kuffner (à Vienne) en 1896, et a été utilisé pour mesurer la distance aux autres étoiles par parallaxe trigonométrique. En 1910, il avait calculé 16 distances de parallaxe avec d'autres étoiles, sur un total de 108 seulement connu de la science à cette époque.

Schéma d'un héliomètre de l' Encyclopædia Britannica de 1911 , qui serait une vue en direction de la lentille fendue d'un héliomètre

Astrométrie spatiale pour la parallaxe

La mesure de la distance stellaire de précision Hubble a été étendue 10 fois plus loin dans la Voie lactée .

En 1989, le satellite Hipparcos a été lancé principalement pour obtenir les parallaxes et les mouvements propres des étoiles proches, multipliant par mille le nombre de parallaxes stellaires mesurés à la milliseconde d'arc. Même ainsi, Hipparcos n'est capable de mesurer les angles de parallaxe que pour les étoiles jusqu'à environ 1 600 années-lumière , soit un peu plus d'un pour cent du diamètre de la Voie lactée .

Le télescope Hubble WFC3 a désormais une précision de 20 à 40 microsecondes d'arc, permettant des mesures de distance fiables jusqu'à 3 066 parsecs (10 000 al) pour un petit nombre d'étoiles. Cela donne plus de précision à l' échelle de distance cosmique et améliore la connaissance des distances dans l'Univers, en fonction des dimensions de l'orbite terrestre.

Au fur et à mesure que les distances entre les deux points d'observation augmentent, l'effet visuel de la parallaxe est également rendu plus visible. Le vaisseau spatial New Horizons de la NASA a effectué la première mesure de parallaxe interstellaire le 22 avril 2010, prenant des images de Proxima Centauri et Wolf 359 en conjonction avec des observatoires terrestres. La proximité relative des deux étoiles combinée à la distance de 6,5 milliards de kilomètres du vaisseau spatial de la Terre a donné une parallaxe discernable de minutes d'arc, permettant à la parallaxe d'être vue visuellement sans instrumentation.

Parallaxe de Proxima Centauri observée depuis New Horizons et la Terre.

L' Agence spatiale européenne de la mission Gaia , lancé 19 Décembre 2013, devrait mesurer des angles parallaxe avec une précision de 10 micro - secondes d' arc pour tous les étoiles moyennement lumineux, la cartographie ainsi à proximité étoiles (et potentiellement des planètes) jusqu'à une distance de plusieurs dizaines de milliers d'années-lumière de la Terre. La publication de données 2 en 2018 revendique des erreurs moyennes pour les parallaxes de 15e magnitude et des étoiles plus brillantes de 20 à 40 microsecondes d'arc.

Radioastrométrie pour la parallaxe

L'interférométrie à très longue ligne de base dans la bande radio peut produire des images avec des résolutions angulaires d'environ 1 milliseconde d'arc, et donc, pour les sources radio lumineuses, la précision des mesures de parallaxe effectuées dans la radio peut facilement dépasser celles des télescopes optiques comme Gaia. Ces mesures ont tendance à être limitées en sensibilité et doivent être effectuées une par une, de sorte que le travail est généralement effectué uniquement pour des sources telles que les pulsars et les binaires à rayons X, où l'émission radio est forte par rapport à l'émission optique.

Autres références

Parallaxe statistique

Deux techniques apparentées permettent de déterminer les distances moyennes des étoiles en modélisant les mouvements des étoiles. Les deux sont appelées parallaxes statistiques, ou individuelles appelées parallaxes séculaires et parallaxes statistiques classiques.

Le mouvement du Soleil dans l'espace fournit une ligne de base plus longue qui augmentera la précision des mesures de parallaxe, connue sous le nom de parallaxe séculaire. Pour les étoiles du disque de la Voie lactée, cela correspond à une ligne de base moyenne de 4 UA par an, alors que pour les étoiles du halo, la ligne de base est de 40 UA par an. Après plusieurs décennies, la ligne de base peut être des ordres de grandeur supérieurs à la ligne de base Terre-Soleil utilisée pour la parallaxe traditionnelle. Cependant, la parallaxe séculaire introduit un niveau d'incertitude plus élevé car la vitesse relative des autres étoiles est une inconnue supplémentaire. Lorsqu'elle est appliquée à des échantillons d'étoiles multiples, l'incertitude peut être réduite ; la précision est inversement proportionnelle à la racine carrée de la taille de l'échantillon.

Les parallaxes et distances moyennes d'un grand groupe d'étoiles peuvent être estimées à partir de leurs vitesses radiales et de leurs mouvements propres . C'est ce qu'on appelle une parallaxe statistique classique. Les mouvements des étoiles sont modélisés pour reproduire statistiquement la dispersion des vitesses en fonction de leur distance.

Autre parallaxe en astronomie

D' autres utilisations du terme parallaxe en astronomie, aucun d' entre qui utilisent en fait un parallaxe, sont la méthode de parallaxe photométrie , parallaxe spectroscopique et parallaxe dynamique .

Voir également

Les références

Lectures complémentaires