À propos de cette expérience
Lève un doigt à bout de bras et regarde-le d’abord avec un œil, puis avec l’autre : il semble se déplacer par rapport à l’arrière-plan. Les astronomes font la même chose avec l’orbite de la Terre. Une étoile proche observée en janvier, puis de nouveau en juillet, se déplace très légèrement par rapport à des étoiles beaucoup plus lointaines. L’ampleur de ce déplacement nous indique à quelle distance elle se trouve. Même pour l’étoile la plus proche, le déplacement est inférieur à une seconde d’arc ; il a donc fallu attendre 1838 pour pouvoir le mesurer. Prends des photos avec différents instruments et calcule les distances de vraies étoiles.
Objectifs pédagogiques
- Explique la parallaxe comme le déplacement apparent d’un objet proche par rapport à un arrière-plan lointain.
- Définis le parsec et utilise d = 1 / p pour calculer des distances.
- Explique pourquoi les photos doivent être prises à environ six mois d’intervalle.
- Explique pourquoi la parallaxe ne fonctionne que pour les étoiles relativement proches.
- Compare la précision des télescopes au sol à celle de missions spatiales comme Hipparcos et Gaia.
Comment l’utiliser
- 1Observe la vue du télescope pendant une année entière. Quelles étoiles bougent et lesquelles restent immobiles ? Pourquoi ?
- 2Photographiez Proxima du Centaure avec un télescope au sol, attendez six mois, puis prenez une autre photo. Calculez la distance et comparez-la à la valeur réelle.
- 3Prenez deux photos espacées d’un seul mois. Pourquoi le résultat est-il moins fiable ?
- 4Passez à Polaris avec un télescope au sol. Pouvez-vous mesurer sa parallaxe ? Essayez maintenant avec Hipparcos et Gaia.
- 5Essayez à l’œil nu. Pourquoi les astronomes d’avant l’invention des télescopes ne pouvaient-ils pas détecter la parallaxe stellaire ?
- 6Comparez Véga et Proxima du Centaure. Pourquoi Véga décrit-elle une ellipse plus arrondie ?
Le modèle
Hypothèses
- L’orbite terrestre est un cercle de 1 UA. L’étoile décrit une ellipse de demi-axes p et p·sin β, où β est son angle au-dessus du plan de l’orbite.
- Les distances sont des valeurs arrondies de Gaia et d’Hipparcos. Le mouvement de l’étoile sur le ciel (mouvement propre) n’est pas pris en compte.
- Chaque photo ajoute une erreur aléatoire de l’ordre de grandeur typique de l’instrument : 60″ à l’œil nu, 0,05″ avec un télescope terrestre, 0,001″ avec Hipparcos et 0,00002″ avec Gaia.
- La distance obtenue à partir de tes photos se calcule en divisant le déplacement mesuré par celui qu’une étoile située à 1 pc présenterait entre ces mêmes dates.
À essayer en classe
- Q1Une étoile a une parallaxe de 0,25″. À quelle distance se trouve-t-elle, en parsecs et en années-lumière ?
- Q2Pourquoi les astronomes mesurent-ils la parallaxe en utilisant l’orbite de la Terre plutôt que deux endroits situés sur Terre ?
- Q3Gaia peut mesurer 20 microsecondes d’arc. Quelle est la distance maximale qu’il peut atteindre avec une précision de 10 % ?
- Q4Pourquoi l’erreur sur la distance augmente-t-elle si rapidement pour les étoiles lointaines ?
- Q5Si les astronomes observaient depuis Mars, qui orbite à 1,52 UA, comment la parallaxe d’une étoile changerait-elle ?
Foire aux questions
Pourquoi cette unité s’appelle-t-elle le parsec ?
C’est l’abréviation de « seconde de parallaxe » : la distance à laquelle une étoile présente une parallaxe d’exactement une seconde d’arc. Cela correspond à environ 31 billions de kilomètres.
Qui a mesuré pour la première fois la parallaxe d’une étoile ?
En 1838, Friedrich Bessel a mesuré une parallaxe d’environ 0,3 seconde d’arc pour l’étoile 61 Cygni. Le fait qu’aucune parallaxe n’ait pu être observée pendant si longtemps a autrefois servi d’argument pour affirmer que la Terre ne bougeait pas.
Comment mesure-t-on les étoiles plus éloignées ?
La parallaxe permet d’étalonner d’autres méthodes, comme celles fondées sur la luminosité des étoiles variables céphéides et des supernovas de type Ia, qui permettent d’aller beaucoup plus loin. Cette chaîne de méthodes est appelée l’échelle des distances cosmiques.