L’astronomie mesure des distances que le mètre ne peut exprimer commodément. L’étoile la plus proche du Soleil se trouve à environ 40 000 milliards de kilomètres. Écrite en mètres, c’est un nombre de dix-sept chiffres, illisible et impossible à comparer d’un coup d’œil. Les astronomes emploient donc trois unités plus grandes, chacune adaptée à une échelle : l’unité astronomique pour le Système solaire, l’année-lumière pour les étoiles proches et le parsec pour tout le reste.
Il ne s’agit pas d’un système de mesure au sens où le SI ou l’impérial en sont. Ces unités n’ont ni unité de base, ni préfixes, ni structure interne. Ce sont des définitions isolées, chacune fixée en mètres, conservées parce qu’elles rendent lisibles les nombres d’une échelle donnée. Toutes trois sont admises pour un usage conjoint avec le SI.
Le problème est celui de l’étendue. À l’intérieur du Système solaire, les distances vont de quelques centaines de milliers à quelques milliards de kilomètres. Entre les étoiles, elles se comptent en années-lumière. À l’échelle de l’univers observable, en milliards de parsecs. Une seule unité ne peut servir ces trois domaines sans produire des nombres absurdement grands ou absurdement petits.
Il existe une seconde raison, historique. Pendant la majeure partie de l’histoire de l’astronomie, l’échelle absolue du Système solaire était inconnue. Les astronomes savaient mesurer avec une grande précision les rapports des distances planétaires à partir des périodes orbitales, mais non les distances elles-mêmes. Tout exprimer par rapport à la distance de la Terre au Soleil leur permettait de travailler avec exactitude sans connaître cette distance en kilomètres. L’unité astronomique est née comme cette référence, et n’est devenue un nombre fixe de mètres que bien plus tard.
L’unité astronomique, de symbole au, correspond approximativement à la distance moyenne de la Terre au Soleil. Elle était à l’origine définie par l’orbite terrestre, ce qui la rendait incommode : l’orbite est une ellipse et la définition dépendait de la masse du Soleil, qui n’est pas connue exactement.
L’Union astronomique internationale a tranché en 2012 en fixant l’unité astronomique à exactement 149 597 870 700 mètres. C’est désormais un facteur de conversion défini plutôt qu’une grandeur mesurée, au même titre que le mètre est défini par la vitesse de la lumière. La valeur retenue est assez proche de la valeur mesurée antérieure pour qu’aucun travail pratique n’ait été perturbé.
L’unité sert presque exclusivement à l’intérieur du Système solaire et pour les orbites d’exoplanètes. Mercure orbite à environ 0,39 au, la Terre par définition à environ 1 au, Jupiter à 5,2 au et Neptune à 30 au. La ceinture de Kuiper s’étend entre 30 et 50 au environ. Exprimée ainsi, l’architecture du Système solaire se lit immédiatement, ce qui n’est pas le cas en kilomètres.
Une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en un an dans le vide. C’est une unité de distance et non de temps, malgré son nom, et la confusion est assez fréquente pour mériter d’être écartée d’emblée.
Sa valeur découle de deux nombres fixés. La vitesse de la lumière vaut exactement 299 792 458 mètres par seconde. L’année julienne retenue pour la définition compte exactement 365,25 jours de 86 400 secondes. Le produit donne exactement 9 460 730 472 580 800 mètres, soit un peu moins de 9500 milliards de kilomètres. Les deux données étant définies et non mesurées, l’année-lumière est exacte.
L’année-lumière est l’unité de l’astronomie de vulgarisation. Elle apparaît dans la presse et les écrits généraux bien plus souvent que dans les articles de recherche, parce qu’elle porte un sens intuitif que le parsec n’a pas : observer un objet à 100 années-lumière, c’est le voir tel qu’il était il y a 100 ans. Proxima du Centaure est à 4,25 années-lumière, le centre de notre galaxie à environ 26 000 et la galaxie d’Andromède à environ 2,5 millions.
Le parsec est l’unité qu’emploient réellement les astronomes professionnels, et la seule des trois définie par une technique de mesure plutôt que par une grandeur physique.
Son nom est la contraction de « parallaxe seconde ». Tandis que la Terre parcourt son orbite, une étoile proche semble se déplacer légèrement sur le fond des étoiles lointaines. Mesurer ce déplacement depuis deux points opposés de l’orbite donne la distance de l’étoile par simple trigonométrie. Une étoile dont le déplacement atteint une seconde d’arc, soit 1/3600 de degré, pour une base d’une unité astronomique, se situe à une distance d’un parsec.
Depuis 2015, le parsec vaut exactement 648 000/π unités astronomiques, soit environ 30 857 milliards de kilomètres ou 3,2616 années-lumière. Cette définition est commode car elle rend le calcul immédiat : la distance d’une étoile en parsecs est simplement l’inverse de sa parallaxe en secondes d’arc. Une parallaxe de 0,1 seconde d’arc signifie une distance de 10 parsecs. Les multiples suivent les préfixes SI habituels, d’où le kiloparsec pour les échelles galactiques et le mégaparsec pour les distances entre galaxies.
| Unité | Symbole | Valeur en mètres | Usage typique | Convertir |
|---|---|---|---|---|
| Unité astronomique | au | 1,495978707 × 1011 | Système solaire | au en kilomètres |
| Année-lumière | ly | 9,4607304726 × 1015 | Étoiles proches | années-lumière en kilomètres |
| Parsec | pc | 3,0856775815 × 1016 | Astronomie professionnelle | parsecs en années-lumière |
Les lois de Kepler ont donné aux astronomes les tailles relatives des orbites planétaires dès le début du XVIIe siècle, mais non leur échelle absolue. Le Système solaire était une carte sans légende. Fixer l’échelle exigeait de mesurer directement une distance, et le passage de Vénus offrait le moyen d’y parvenir.
Lorsque Vénus traverse le disque solaire, des observateurs situés à des latitudes différentes lui voient suivre des trajets légèrement distincts, et l’écart de chronométrage donne la distance par parallaxe. Edmond Halley a proposé la méthode en 1716, sachant qu’il ne vivrait pas assez pour l’employer. Des expéditions internationales furent montées pour les passages de 1761 et 1769, envoyant des observateurs en Sibérie, en Afrique du Sud, à Tahiti et à la baie d’Hudson, dans l’un des premiers efforts scientifiques coordonnés à l’échelle mondiale. Le premier voyage de James Cook fut organisé en partie à cette fin. Les résultats ont placé l’unité astronomique à quelques pour cent de sa valeur actuelle.
Le radar a mis fin aux approximations. Renvoyer un signal radio sur Vénus dans les années 1960 et chronométrer l’écho a donné la distance directement, à quelques centaines de mètres près. La télémétrie des sondes spatiales l’a encore affinée, et la décision de 2012 de fixer la valeur par définition n’a fait qu’entériner le fait que la mesure était devenue meilleure que la définition qu’elle servait.
La vitesse de la lumière étant fixée, toute distance astronomique peut s’énoncer comme le temps que met la lumière à la franchir. Les astronomes y recourent constamment. Le Soleil est à huit minutes-lumière, Jupiter à environ 43 minutes-lumière et la limite du Système solaire à quelque 18 heures-lumière. Les commandes radio envoyées à une sonde sur Mars mettent de quatre à vingt-quatre minutes à parvenir, raison pour laquelle les engins sont programmés pour agir seuls lors des atterrissages.
La même idée vaut aux grandes échelles, avec une conséquence qu’il faut énoncer : regarder loin, c’est regarder en arrière. Un objet situé à 100 millions d’années-lumière est vu tel qu’il était il y a 100 millions d’années, et rien ne permet d’observer son état présent. Les télescopes sont donc des instruments d’histoire autant que de géographie, et les images les plus profondes jamais prises montrent des galaxies telles qu’elles étaient lorsque l’univers avait quelques centaines de millions d’années.
Le choix consiste à maintenir le nombre entre environ un et quelques milliers. Les distances internes au Système solaire se donnent en unités astronomiques. Les distances aux étoiles situées à quelques milliers d’années-lumière se donnent en parsecs chez les professionnels et en années-lumière ailleurs. Les distances à l’échelle de la galaxie s’expriment en kiloparsecs, et celles entre galaxies en mégaparsecs.
Le kilomètre survit pour une tâche : les distances à la Lune et aux engins en orbite terrestre, où l’unité astronomique serait d’une taille incommode. La Lune est à 384 400 kilomètres, soit 0,0026 au, et le second chiffre ne dit rien d’utile.
La parallaxe reste le fondement. C’est la seule méthode directe, n’exigeant aucune hypothèse sur l’objet observé, et tout le reste s’étalonne sur elle. Les télescopes au sol sont limités par l’atmosphère à quelques centaines de parsecs. L’espace change la donne. Le satellite Hipparcos a cartographié environ 100 000 étoiles dans les années 1990, et la mission Gaia a depuis mesuré les parallaxes de plus d’un milliard d’étoiles avec une précision de quelques dizaines de microsecondes d’arc, atteignant une grande partie de la galaxie.
Au-delà de la parallaxe, les astronomes recourent aux chandelles standard : des objets de luminosité intrinsèque connue dont la distance se déduit de leur éclat apparent. Les céphéides pulsent à un rythme qui révèle leur luminosité véritable, et les supernovae de type Ia explosent avec un éclat constant, assez vif pour être vues à des milliards de parsecs. Chaque barreau de cette échelle des distances s’étalonne sur le précédent, ce qui explique qu’une amélioration des mesures de parallaxe se propage jusqu’aux distances cosmologiques.
Les trois unités étant exactes en mètres, les conversions entre elles le sont aussi. Un parsec vaut 3,2616 années-lumière et 206 265 unités astronomiques. Une année-lumière vaut 63 241 unités astronomiques. Les nombres étant grands, la notation scientifique est généralement plus claire qu’une longue suite de chiffres.
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