Pourquoi les étoiles ne bougent-elles pas ?

Si la Terre tourne autour du Soleil, nous regardons le ciel, à six mois d’intervalle, depuis deux points éloignés de 300 millions de kilomètres. Les étoiles proches devraient alors se décaler par rapport aux plus lointaines, et les constellations se déformer au fil de l’année. Or on n’observe rien de tel.

L’objection remonte à Aristote. Tycho Brahe lui donne sa forme la plus redoutable : pour que le décalage reste invisible, les étoiles doivent être si lointaines que, vu leur taille apparente, la moindre d’entre elles serait plus grosse que toute l’orbite de la Terre. Absurde !

En janvier 1616, Mgr Francesco Ingoli adresse à Galilée un essai contre Copernic ; il y juge cet argument « le plus fort ». Quelques semaines plus tard, les experts du Saint-Office déclarent le mouvement de la Terre « absurde en philosophie », et Galilée doit cesser de le défendre.

Galilée répond en 1624, puis dans son Dialogue de 1632 : les étoiles sont bien plus loin qu’on ne le croit, et la lunette les montre bien plus petites que ne le mesurait Tycho. Il propose même de guetter le décalage de deux étoiles voisines dans le ciel, l’une proche et l’autre lointaine. Ce livre lui vaudra le procès de 1633.

Plus c’est loin, moins ça bouge

Tendez le bras, levez le pouce, et regardez-le en fermant un œil, puis l’autre : le pouce saute par rapport au décor. Rapprochez-le de votre visage : il saute davantage. C’est l’effet de parallaxe.

Dans l’animation, faites glisser l’observateur (à la souris, au doigt ou avec les flèches du clavier). Les étoiles lointaines ne bougent pas ; l’astre vert se décale un peu, l’astre jaune, plus proche, davantage, et l’astre rouge beaucoup. Au centre, les trois sont alignés ; dès qu’on bouge, l’alignement se défait. Éloignez l’astre rouge avec le curseur : son décalage diminue.

L’angle p sous lequel on voit, depuis l’objet, la moitié du déplacement de l’observateur s’appelle la parallaxe. Pour un petit angle, p est inversement proportionnel à la distance : une distance deux fois plus grande donne une parallaxe deux fois plus petite.

Les arpenteurs s’en servent depuis l’Antiquité pour mesurer la distance d’un objet inaccessible : on vise depuis les deux bouts d’une base connue, et le triangle donne la distance. Les astronomes feront de même, avec pour base le rayon de la Terre, puis celui de son orbite.

L’unité des astronomes en découle : le parsec est la distance d’une étoile dont la parallaxe vaut une seconde d’arc, soit 3,26 années-lumière. Aucune étoile n’est aussi proche !

… n’était pas si loin

Les étoiles de la casserole ne sont pas toutes à la même distance. Cinq d’entre elles forment un groupe, à environ 80 années-lumière ; Dubhe et Alkaid sont nettement plus loin.

Au fil de l’année, chaque étoile semble décrire une petite ellipse, reflet du mouvement de la Terre sur son orbite (en bas de l’animation) ; plus l’étoile est proche, plus l’ellipse est grande. Ce déplacement se voit par rapport aux autres étoiles, bien plus lointaines, qui, elles, ne bougent pas. Mais leur parallaxe (dernière colonne) ne dépasse pas quatre centièmes de seconde d’arc : mille fois moins que ce que l’œil peut voir.

Avec le curseur, rapprochez la Grande Ourse (la Terre, elle, reste sur son orbite) : les ellipses grandissent et la figure se déforme. Voilà ce que les adversaires de Copernic auraient dû voir… si les étoiles avaient été aussi proches qu’ils le pensaient.

Il faudra attendre le satellite Hipparcos (1989-1993) pour mesurer ces parallaxes à la milliseconde d’arc près.

Les planètes, elles, se décalent

Les planètes sont des milliers de fois plus proches que les étoiles : leur parallaxe, due au mouvement de la Terre, est énorme.

Commencez avec une planète immobile : vue de la Terre qui tourne autour du Soleil, elle oscille d’avant en arrière devant les étoiles, une fois par an. L’aller-retour atteint 82° pour Mars, 22° pour Jupiter, 12° pour Saturne : plus la planète est loin, plus il est petit.

Passez au mouvement réel : la planète avance en plus sur son orbite, d’autant plus lentement qu’elle est loin. Les deux mouvements s’ajoutent ; quand la parallaxe l’emporte, la planète recule : c’est la boucle de rétrogradation, toujours au moment où la Terre passe entre le Soleil et la planète (l’opposition).

Pour Jupiter et Saturne, l’oscillation domine : chaque année, une petite boucle. Pour Mars, qui avance vite, la boucle n’apparaît qu’une fois tous les deux ans et deux mois, mais elle est spectaculaire.

Dans le Flash d’origine, c’était Saturne devant le Lion : elle y a fait sa boucle en 2006-2007, juste au-dessus de Régulus.

Une base de 6 400 km

Même sans quitter la Terre, deux observateurs éloignés ne voient pas un astre proche au même endroit du ciel : la base est alors le rayon de la Terre. Au cours d’une nuit, la rotation de la Terre nous déplace aussi : c’est la parallaxe diurne.

Pour la Lune, l’effet est visible à l’œil nu. Déplacez l’observateur : la Lune se décale jusqu’à près de deux fois son diamètre (57′) quand elle est à l’horizon, et pas du tout quand elle passe au zénith. Ptolémée (ii^e siècle) en tire la distance de la Lune : 59 rayons terrestres. La valeur moderne est de 60 !

Pour Mars, il faut des instruments précis. En 1672, lors d’une opposition favorable, Jean Richer mesure à Cayenne la position de Mars parmi les étoiles, pendant que Jean-Dominique Cassini fait de même à Paris. L’écart ne dépasse pas une vingtaine de secondes d’arc ; il donne la distance de Mars, et, grâce aux lois de Kepler, celle du Soleil : environ 140 millions de kilomètres. La valeur actuelle est de 150 millions : la taille du système solaire est enfin connue.

Une boucle tous les 26 mois

Tous les deux ans et deux mois environ, la Terre rattrape Mars : c’est l’opposition, Mars est à l’opposé du Soleil, visible toute la nuit, au plus près de nous et au plus brillant. Pendant deux mois et demi autour de cette date, il recule parmi les étoiles.

Chaque boucle a sa forme : l’orbite de Mars est inclinée de 1,85° sur celle de la Terre. Selon que Mars est alors au-dessus, au-dessous ou au niveau de notre orbite, il dessine une boucle, un S ou un Z. Et d’une opposition à l’autre, la scène se déplace d’environ 50° vers l’est : plus d’une constellation.

L’orbite de Mars est aussi assez allongée : aux oppositions d’août (2003, 2018), Mars n’est qu’à 56 ou 58 millions de km et la boucle est grande ; en février-mars, il est à 100 millions de km.

Positions calculées à partir des éléments d’orbite de la NASA (JPL) ; étoiles du catalogue Hipparcos jusqu’à la magnitude 5,6.