En astronomie, la parallaxe est le mouvement apparent des étoiles proches par rapport à leur arrière-plan causé par le voyage de la Terre autour du soleil. Parce que les étoiles plus proches semblent se déplacer plus que les plus éloignées, la quantité de mouvement apparent permet astronomes pour déterminer leurs distances en mesurant le changement de l'angle d'observation tel qu'il apparaît Depuis la terre.
Le mouvement apparent et le changement d'angle sont si faibles qu'ils sont imperceptibles à l'œil nu. En fait, la première parallaxe stellaire n'a été mesurée qu'en 1838 par l'astronome allemand Friedrich Bessel. L'application de la fonction trigonométrique tangente à l'angle de parallaxe mesuré et à la distance parcourue par la Terre autour du soleil donne la distance à l'étoile en question.
TL; DR (trop long; n'a pas lu)
Le mouvement de la Terre autour du soleil produit un mouvement apparent dans les étoiles proches, entraînant un petit changement dans l'angle d'observation de l'étoile depuis la Terre. Les astronomes peuvent mesurer cet angle et calculer la distance à l'étoile correspondante en utilisant la fonction trigonométrique tangente.
Comment fonctionne la parallaxe
La Terre se déplace autour du soleil selon un cycle annuel, la distance de la Terre au soleil étant d'une unité astronomique (UA). Cela signifie que deux observations d'une étoile à six mois d'intervalle ont lieu à partir de deux points distants de deux UA alors que la Terre se déplace d'un bout à l'autre de son orbite.
L'angle d'observation d'une étoile change légèrement au cours des six mois alors que l'étoile semble se déplacer par rapport à son arrière-plan. Plus l'angle est petit, moins l'étoile semble bouger et plus elle est éloignée. Mesurer l'angle et appliquer la tangente au triangle formé par la Terre, le soleil et l'étoile donne la distance à l'étoile.
Calcul de la parallaxe
Un astronome peut mesurer un angle de 2 secondes d'arc pour l'étoile qu'il observe et il veut calculer la distance à l'étoile. La parallaxe est si petite qu'elle est mesurée en secondes d'arc, égales à un soixantième d'une minute d'arc, qui à son tour est un soixantième de degré de rotation.
L'astronome sait également que la Terre s'est déplacée de 2 UA entre les observations. En d'autres termes, le triangle rectangle formé par la Terre, le soleil et l'étoile a une longueur de 1 UA pour le côté entre la Terre et le soleil, tandis que l'angle à l'étoile, à l'intérieur du triangle rectangle, est la moitié de l'angle mesuré ou 1 arc deuxième. Ensuite, la distance à l'étoile est égale à 1 UA divisé par la tangente de 1 seconde d'arc ou 206 265 UA.
Pour faciliter la gestion des unités de mesure de parallaxe, le parsec est défini comme la distance à une étoile qui a un angle de parallaxe de 1 seconde d'arc, soit 206 265 UA. Pour donner une idée des distances impliquées, une UA correspond à environ 93 millions de miles, un parsec à environ 3,3 années-lumière et une année-lumière à environ 6 000 milliards de miles. Les étoiles les plus proches sont à plusieurs années-lumière.
Comment mesurer l'angle de parallaxe
La précision croissante des télescopes permet aux astronomes de mesurer des angles de parallaxe de plus en plus petits et de calculer avec précision les distances aux étoiles de plus en plus éloignées. Pour mesurer un angle de parallaxe, un astronome doit enregistrer les angles d'observation d'une étoile à six mois d'intervalle.
L'astronome choisit une cible fixe proche de l'étoile en question, généralement une galaxie lointaine qui ne bouge pas. Il se concentre sur la galaxie puis sur l'étoile, mesurant l'angle d'observation entre eux. Six mois plus tard, il répète le processus et enregistre le nouvel angle. La différence entre les angles d'observation est l'angle de parallaxe. L'astronome peut maintenant calculer la distance à l'étoile.