Frise Chronologique

L’année -lumière correspond à 9 461 milliards de kilomètres de distance et vaut 63241 UA. En 1838, l'astronome allemand Friedrich Wilhelm Bessel est le premier à utiliser l'année-lumière comme unité de mesure en astronomie. Le parsec correspond à 3,26 années-lumière de distance. Cela représente 30 900 milliards de kilomètres. Inversement, une année-lumière correspond donc à 0,3 parsec. Un parsec est également équivalent à 206 265 unités astronomiques. image Le mot « parsec » est la contraction de parallactic second , c’est -à-dire « parallaxe seconde », en lien avec sa méthode de calcul — la seconde d’arc obtenue par rapport à l’angle de parallaxe. C’est une invention de l’astronome britannique Herbert Hall Turner en 1913. Son calcul repose sur l’angle de parallaxe de l’astre par rapport à la Terre. Tendez votre bras et levez un doigt, puis fermez un œil, et ensuite, fermez cet œil et ouvrez l’autre : vous aurez l’impression que votre doigt a bougé. C’est la parallaxe : le déplacement d’une position apparente. Si l’on applique cela à l’échelle spatiale, les étoiles semblent aussi se déplacer en fonction de l’angle d’observation. Lorsque la Terre est aux deux extrémités de son orbite autour du Soleil, cela crée donc deux points d’observation opposés — été, hiver. À partir de là, le parsec est une triangulation entre les deux positions opposées de la Terre, le Soleil et l’astre. On obtient 1 parsec quand on atteint aussi 1 seconde d’arc dans l’angle de parallaxe. Lequel se déterminer à partir de la moitié haute du triangle généré quand on fait cette triangulation entre la Terre en été, la Terre en hiver, le Soleil, et l’astre dont on mesure la distance par rapport à nous : Lorsque la mesure concerne des astres assez proches , jusqu'à quelques centaines d'années-lumière de distance, ils utilisent la méthode de la parallaxe. Cette dernière consiste à observer le déplacement d'un objet proche devant un fond très éloigné en effectuant l'observation depuis deux points géographiques différents. Dans le cas des étoiles les deux mesures sont effectuées à 6 mois d'intervalle : la Terre a alors parcouru la moitié de son orbite, soit 300 millions de kilomètres (deux fois la distance Terre-Soleil). Quand la distance à mesurer devient trop importante, les astronomes se tournent vers les céphéides . Ces étoiles variables dont la périodicité est proportionnelle à l'éclat absolu ont été découvertes dans les années 1920 par l'astronome américaine Henrietta Leavitt alors qu'elle étudiait la formation stellaire des Nuages de Magellan, deux galaxies satellites de la nôtre. Plus une céphéide est lumineuse, plus sa période de variation d'éclat est longue. Si l'on connaît la période d'une céphéide, aisément mesurable, la relation période-luminosité permet de déterminer l'éclat intrinsèque de cette étoile. Par une simple comparaison avec son éclat apparent, on peut alors en déduire sa distance. Cette méthode permet de mesurer les distances pour des étoiles dans les galaxies qui nous entourent.

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