Elles sont loin, ces galaxies ?

Nous avons vu à quel point il est essentiel de connaître la distance des objets célestes pour pouvoir interpréter ce que nous voyons.
Pour essayer de comprendre notre univers, il faut d'abord pouvoir le mesurer. Les galaxies apparaissant comme des briques de base de cet univers, mesurer la distance qui sépare celles-ci de la Terre devient alors indispensable.
Comme il nous est impossible de mesurer directement la distance aux galaxies les plus lointaines, on va utiliser une série de mesures qui s'appuient les unes sur les autres, des plus proches aux plus lointaines.

Pour ce faire, il existe trois sortes de méthodes, la première, la parallaxe donne une mesure absolue, les deux autres ne fournissent que des données relatives.

La méthode de la parallaxe

La Terre se déplaçant sur son orbite, on ne voit pas une étoile proche au même endroit sur le fond du ciel à deux moments différents. Cet effet s'appelle la parallaxe, et vu la distance des étoiles - même proches - il est toujours très faible. C'est pourquoi il a fallu attendre 1838 pour que Friedrich Bessel mesure la parallaxe de l'étoile 61 Cygni, qui n'est pourtant éloignée que de 11 années-lumière.
Cette méthode est en fait la seule méthode absolue dont nous disposons pour connaître la distance d'un astre. Elle est de ce fait indispensable pour calibrer les autres méthodes de mesure.

La méthode n'est sujette qu'aux erreurs de mesure, mais ne permet d'obtenir que des distances inférieures à 1000 Parsec.
C'est par ce procédé que le satellite Hipparcos a pu cartographier plus de 120.000 étoiles.

Si l'utilisation de l'interférométrie en optique est assez limitée, on sait par contre construire des interféromètres qui travaillent dans le domaine des ondes radio, avec une base pratiquement aussi grande que l'on veut. Le VLBA - Very Large Base Array - est un réseau de radiotélescopes dont les antennes sont réparties sur l'ensemble du territoire US, de Puerto Rico jusqu'à Hawaï.
La base, étant très grande, permet de séparer des sources avec une excellente résolution. On va donc utiliser cette résolution pour appliquer la méthode de la parallaxe à des distances beaucoup plus lointaines. Ainsi le VLBA a pu mesurer par ce moyen la distance de la galaxie NGC 6264 avec précision. Cette galaxie est située à 450 Mal (environ 140 Mpc), avec une incertitude de 9%.

Evidemment, pour utiliser cette méthode, il faut des galaxies qui émettent dans le domaine radio. Mais le recoupement de cette mesure directe avec d'autres méthodes (que nous allons découvrir) va permettre d'affiner celles-ci et d'améliorer grandement nos mesures actuelles.

Les méthodes photométriques

Les méthodes photométriques se basent sur la magnitude apparente d'un objet dont on suppose connue la magnitude absolue.

• La première de ces méthode repose sur l'observation des Céphéïdes. Ces étoiles variables ont une période de pulsation qui dépend directement de leur luminosité maximale.
  Cette relation a été découverte en 1912 par Henrietta Leavitt en étudiant les Céphéïdes les plus proches de nous.
  
  Le principe consiste alors à détecter une telle étoile dans la galaxie qui nous intéresse, à mesurer sa période de pulsation, et de là en déduire sa magnitude absolue. Sa magnitude apparente nous permet alors de retrouver la distance de l'étoile, donc de la galaxie qui l'héberge.
  Cette méthode fonctionne jusqu'à une distance d'environ 15 Mpc,
  elle est très précise, mais demande beaucoup de temps d'observation et des télescopes puissants.
  Les données les plus récentes proviennent des mesures du satellite Hipparcos.
  On obtient comme relation : M = -2.81 log P -(1.43 ± 0.1)
  avec P période de la Céphéïde, et M sa masse.
  
  
• On peut appliquer la même méthode avec les supernovae de type Ia. Tout laisse en effet à penser que celles-ci ont une luminosité maximale constante.
  La méthode fonctionne jusqu'à plusieurs centaines de Mpc.
  
  
• De la même manière, on peut aussi se baser sur les nébuleuses planétaires les plus brillantes. Il est facile de repérer celles-ci, parce qu'elles émettent dans des bandes de fréquence très spécifiques. Remarquons que personne n'a encore trouvé une méthode correcte pour mesurer les distances des nébuleuses planétaires les plus faibles à l'intérieur même de notre galaxie !
  
  
• Le même raisonnement peut aussi être appliqué avec les amas globulaires. Cette recherche est plus facile avec les galaxies elliptiques, parce que les amas globulaires se détachent bien du fond uniforme de la galaxie.
  
  
• Enfin, on considère que les galaxies les plus brillantes d'un amas ont toujours la même magnitude absolue. L'incertitude est évidemment beaucoup plus importante qu'avec les autres méthodes, mais permet quand même d'estimer des distances jusqu'à 3 ou 4000 Mpc.
  
  

Les méthodes spectrales

Il s'agit là d'utiliser la distribution des fréquences du signal reçu d'un objet.

• L'étalement du spectre : on part du principe que plus une galaxie est massive, plus la rotation des étoiles autour du noyau est rapide.
  
  Par effet Doppler, l'émission en provenance des étoiles qui se rapprochent de nous est décalée vers le bleu, tandis que celles qui s'éloignent ont une émission décalée vers le rouge.
  Vu de la Terre, les différentes raies sont indiscernables, et on observe simplement un élargissement du spectre d'autant plus prononcé que les vitesses de rotation sont élevées.

  L'élargissement des raies spectrales est donc un indicateur de la masse de la galaxie considérée.
  Plus la masse de celle-ci est élevée, plus elle est lumineuse. On déduit donc la luminosité intrinsèque de la galaxie depuis l'élargissement de son spectre par la relation de Tully-Fisher (cas des galaxies spirales) ou de Faber-Jackson (cas des elliptiques).
  La méthode est valable jusqu'à environ 3000 Mpc.

• L'effet Sunyaev-Zel'dovich : il a été prédit à la fin des années 1970 par les deux physiciens russes qui lui ont donné leurs noms. Lorsque le rayonnement du fond cosmologique traverse un gaz d'électrons chauds comme celui qui entoure un amas de galaxies, son spectre va être déformé.
  Les électrons vont diffuser une partie des photons (en fait moins de 1%) pour les remplacer par des photons de plus haute énergie, par un mécanisme appelé diffusion Compton inverse.
  La déformation du spectre du rayonnement de fond va dépendre à la fois de la température et de la densité du nuage électronique et de sa taille.
  Comme ce gaz d'électrons est chaud, il va émettre des rayons X. L'analyse de ce rayonnement permet de déterminer la température et la densité des électrons. On peut donc calculer la taille du nuage selon le modèle théorique, et en mesurant l'angle sous lequel on le voit, on en déduit alors sa distance.
  
  
  Le spectre du rayonnement de fond cosmologique apparaît ici en trait plein, tandis que le même spectre modifié par la traversée d'un amas de galaxies est porté en pointillés.
  La différence entre les deux correspond à une différence de température de 0.5 milliK.

  Si cela parait simple, c'est en réalité une mesure très délicate : d'une part les détecteurs de rayons X sont difficiles à calibrer, et d'autre part le nuage d'électrons aura peu de chance d'être uniforme et homogène - il est bien sur plus dense au centre - ce qui complique l'interprétation des mesures.

• La diffusion des rayons X : les rayons X émis par une source lointaine sont diffusés et retardés par la poussière interstellaire. La mesure du retard donne une indication sur la quantité de matière traversée, donc de l'éloignement de l'objet émetteur.
  
  
  Image de Cygnus X3 vue par Chandra dans le domaine des rayons X.
  Le halo, au delà du cercle jaune, est produit par la diffusion au travers du milieu interstellaire.
  Le trait horizontal est un artefact du à l'instrument.

  Cette méthode est récente. Elle est actuellement en cours de développement par la NASA, avec l'aide du satellite d'observation Chandra.

La loi de Hubble

Ayant déterminé la distance d'un certain nombre de galaxies, Hubble s'est alors aperçu de quelque chose de remarquable : toutes les galaxies semblent s'éloigner de nous.
Une étude plus précise fait alors apparaître que la vitesse de récession d'un objet lointain est d'autant plus élevée que celui-ci est loin.

Comme il est présomptueux de penser que la Terre est le centre de l'Univers, on ne peut qu'en déduire que celui-ci est en expansion.

Si on suppose H connue, on peut donc déduire l'éloignement d'une galaxie à partir de son redshift (noté traditionnellement  z). A cause de l'imprécision sur H, cette méthode n'a de sens et d'intérêt que pour les objets les plus lointains.