| Mètres (m) | Parsecs (pc) |
|---|---|
| 1 Mètre | 3.24077928944 × 10-17 pc |
| 2 Mètres | 6.48155857889 × 10-17 pc |
| 3 Mètres | 9.72233786833 × 10-17 pc |
| 4 Mètres | 1.29631171578 × 10-16 pc |
| 5 Mètres | 1.62038964472 × 10-16 pc |
| 10 Mètres | 3.24077928944 × 10-16 pc |
| 20 Mètres | 6.48155857889 × 10-16 pc |
| 25 Mètres | 8.10194822361 × 10-16 pc |
| 50 Mètres | 1.62038964472 × 10-15 pc |
| 100 Mètres | 3.24077928944 × 10-15 pc |
| Référence | Mètres (m) | Parsecs (pc) |
|---|---|---|
| A sheet of A4 paper (long side) | 0.297 m | 9.62511 × 10-18 pc |
| Average adult human height | 1.7 m | 5.50932 × 10-17 pc |
| A football pitch (length) | 105 m | 3.40282 × 10-15 pc |
| A marathon | 42195 m | 1.36745 × 10-12 pc |
| Height of Mount Everest | 8849 m | 2.86777 × 10-13 pc |
Le mètre est l’unité de base de longueur du Système international d’unités ; son symbole est m. Toutes les autres unités de longueur du SI se définissent comme des multiples ou des fractions du mètre, et les unités de surface, de volume, de vitesse et bien d’autres en découlent à leur tour.
Sa définition a été révisée à quatre reprises, chaque révision remplaçant un objet matériel par une référence plus reproductible. L’Académie des sciences proposa en 1791 que le mètre soit la dix-millionième partie de la distance séparant le pôle Nord de l’équateur le long du méridien passant par Paris. La mesure de cet arc demanda six années et comporta une légère erreur, la Terre n’étant pas une sphère parfaite. En 1889, la définition reposa sur une barre de platine iridié conservée à Sèvres, près de Paris, dont des copies furent réparties entre les États signataires. En 1960, le mètre fut redéfini comme 1 650 763,73 longueurs d’onde de la lumière orangée émise par le krypton 86.
La définition actuelle date de 1983 et présente la particularité de fixer une autre grandeur. La vitesse de la lumière dans le vide est fixée à exactement 299 792 458 mètres par seconde, et le mètre en découle : c’est la distance parcourue par la lumière en 1/299 792 458 de seconde. La vitesse de la lumière n’est donc plus mesurée ; c’est une constante définie, et les progrès de la métrologie affinent désormais le mètre, non la vitesse.
L’unité sert dans le monde entier à exprimer les dimensions des bâtiments, les pistes d’athlétisme, les bassins de natation, la profondeur de l’eau, les tissus et les cordages. Seuls quelques pays conservent les unités impériales pour l’usage courant, et le mètre y domine malgré tout les sciences et la médecine.
Quelques repères du quotidien aident à se représenter l’échelle. Une porte intérieure standard mesure environ deux mètres de haut. L’enjambée d’un adulte avoisine les trois quarts de mètre, ce qui fait du comptage des pas une estimation de distance acceptable. La largeur d’une voie de circulation se situe entre trois et trois mètres cinquante dans la plupart des pays.
Un mètre équivaut à 100 centimètres, 1000 millimètres ou 0,001 kilomètre. Cela représente environ 3,28084 pieds, soit 39,3701 pouces.
Le parsec est une unité de distance valant environ 3,0857 × 1016 mètres, soit 3,26 années-lumière. Son symbole est pc. C’est l’unité de distance usuelle en astronomie professionnelle, préférée à l’année-lumière dans la littérature scientifique.
Le nom est une contraction de parallaxe-seconde, et la définition découle directement de la manière dont les distances stellaires sont réellement mesurées. À mesure que la Terre parcourt son orbite, les étoiles proches semblent se déplacer légèrement sur le fond plus lointain. La moitié de ce déplacement annuel constitue l’angle de parallaxe de l’étoile. Une étoile dont la parallaxe vaut une seconde d’arc se trouve à un parsec. La relation est un simple inverse : la distance en parsecs est égale à un divisé par la parallaxe en secondes d’arc, ce qui rend l’unité commode pour l’observateur. Aucune conversion n’est nécessaire entre la mesure et le résultat.
Formellement, le parsec est défini comme 648 000 divisé par pi unités astronomiques, valeur que l’Union astronomique internationale a fixée exactement en 2015. Herbert Hall Turner proposa le nom en 1913.
Aucune étoile n’est assez proche pour présenter une parallaxe d’une seconde d’arc entière. Proxima du Centaure, la plus proche, a une parallaxe d’environ 0,77 seconde d’arc et se situe à 1,3 parsec. Les angles en jeu sont minuscules, ce qui explique que la parallaxe n’ait été mesurée avec succès qu’en 1838, alors qu’on la cherchait depuis l’Antiquité. La sonde Gaia a depuis mesuré la parallaxe de plus d’un milliard d’étoiles avec une précision de la microseconde d’arc.
Les multiples couvrent les grandes échelles. La Voie lactée mesure environ 30 kiloparsecs de diamètre, et les distances entre amas de galaxies se comptent en mégaparsecs. La constante de Hubble s’exprime conventionnellement en kilomètres par seconde et par mégaparsec.
L’unité doit sa notoriété à une réplique de La Guerre des étoiles où le Faucon Millenium boucle un trajet en moins de douze parsecs, une distance là où l’on attendrait une durée.
La cosmologie travaille en mégaparsecs et donne à l’unité un rôle dans l’une de ses querelles centrales. La constante de Hubble, taux d’expansion de l’univers, se cite en kilomètres par seconde et par mégaparsec : une galaxie à un mégaparsec s’éloigne d’environ soixante-dix kilomètres par seconde, une autre à deux mégaparsecs du double. Les mesures issues du fond diffus cosmologique donnent une valeur proche de 67, tandis que celles des supernovae et des étoiles variables donnent environ 73, et l’écart entre les deux a résisté à une décennie d’efforts pour le combler. Quoi qu’il résolve le désaccord, on en débattra dans cette unité.
Un parsec équivaut à 3,26156 années-lumière, 206 265 unités astronomiques ou 30,857 billions de kilomètres.