Si les astronomes professionnels imaginaient constamment et de manière tangible l'ampleur monstrueuse des distances cosmiques et des intervalles de temps de l'évolution des corps célestes, il est peu probable qu'ils puissent développer avec succès la science à laquelle ils ont consacré leur vie. Les échelles spatio-temporelles qui nous sont familières depuis l'enfance sont si insignifiantes par rapport aux échelles cosmiques que lorsqu'il s'agit de conscience, elles sont littéralement à couper le souffle. Lorsqu'il traite n'importe quel problème dans l'espace, un astronome soit résout un certain problème mathématique (cela est le plus souvent fait par des spécialistes de la mécanique céleste et des astrophysiciens théoriciens), soit améliore les instruments et les méthodes d'observation, soit construit dans son imagination, consciemment ou inconsciemment, certains petit modèle du système spatial étudié. Dans ce cas, l'importance principale est une compréhension correcte des tailles relatives du système étudié (par exemple, le rapport des tailles des parties d'un système spatial donné, le rapport des tailles de ce système et d'autres similaires ou dissemblables à celui-ci, etc.) et des intervalles de temps (par exemple, le rapport entre le débit d'un processus donné et le taux d'occurrence de tout autre).

L’un des auteurs de cet article a beaucoup travaillé, par exemple, sur la couronne solaire et la Galaxie. Et ils lui semblaient toujours être des corps sphéroïdaux de forme irrégulière, d'à peu près la même taille - quelque chose d'environ 10 cm... Pourquoi 10 cm ? Cette image est née inconsciemment, tout simplement parce que trop souvent, en réfléchissant à l'une ou l'autre question de physique solaire ou galactique, l'auteur dessinait les contours des objets de ses pensées dans un cahier ordinaire (dans une boîte). J'ai dessiné en essayant de respecter l'ampleur des phénomènes. Sur une question très intéressante, par exemple, il a été possible de faire une analogie intéressante entre la couronne solaire et la Galaxie (ou plutôt ce qu'on appelle la « couronne galactique »). Bien sûr, l’auteur savait très bien, pour ainsi dire, « intellectuellement », que les dimensions de la couronne galactique sont des centaines de milliards de fois plus grandes que les dimensions de la couronne solaire. Mais il l'a calmement oublié. Et si dans un certain nombre de cas les grandes dimensions de la couronne galactique acquéraient une signification fondamentale (cela s'est également produit), cela a été pris en compte formellement et mathématiquement. Et pourtant, visuellement, les deux « couronnes » semblaient tout aussi petites…

Si l'auteur, au cours de cet ouvrage, s'est livré à des réflexions philosophiques sur l'énormité de la taille de la Galaxie, sur l'inimaginable raréfaction du gaz qui constitue la couronne galactique, sur l'insignifiance de notre petite planète et de notre propre existence , et sur d'autres autres sujets non moins corrects, les travaux sur les problèmes du Corona solaire et galactique s'arrêteraient automatiquement...

Que le lecteur me pardonne cette « digression lyrique ». Je n’ai aucun doute que d’autres astronomes ont eu des pensées similaires alors qu’ils résolvaient leurs problèmes. Il me semble qu'il est parfois utile de se familiariser davantage avec la « cuisine » du travail scientifique...

Jusqu’à récemment, le globe semblait immense aux yeux des gens. Il a fallu plus de trois ans aux courageux compagnons de Magellan pour effectuer leur premier tour du monde il y a près d’un demi-millier d’années, au prix d’épreuves incroyables. Un peu plus de 100 ans se sont écoulés depuis l’époque où le héros ingénieux du roman de science-fiction de Jules Verne, utilisant les dernières avancées technologiques de l’époque, faisait le tour du monde en 80 jours. Et seulement un peu moins de 50 ans se sont écoulés depuis ces jours mémorables pour toute l'humanité, lorsque le premier cosmonaute soviétique Gagarine a fait le tour du monde à bord du légendaire vaisseau spatial Vostok en 89 minutes. Et les pensées des gens se sont involontairement tournées vers les vastes étendues de l'espace, dans lesquelles la petite planète Terre s'est perdue...

1 parsec (pc) équivaut à 3,26 années-lumière. Un parsec est défini comme la distance à partir de laquelle le rayon de l'orbite terrestre est visible sous un angle de 1 seconde. arcs. C'est un très petit angle. Qu'il suffise de dire que sous cet angle, une pièce d'un kopeck est visible à une distance de 3 km.

Aucune des étoiles - les plus proches voisines du système solaire - n'est plus proche de nous qu'à 1 pc. Par exemple, la Proxima Centauri mentionnée est située à une distance d'environ 1,3 pc de nous. A l'échelle à laquelle nous avons représenté le système solaire, cela correspond à 2 000 km. Tout cela illustre bien le grand isolement de notre système solaire des systèmes stellaires environnants ; certains de ces systèmes peuvent présenter de nombreuses similitudes avec lui.

Mais les étoiles entourant le Soleil et le Soleil lui-même ne constituent qu’une partie insignifiante du gigantesque groupe d’étoiles et de nébuleuses qu’on appelle la « Galaxie ». Nous voyons cet amas d'étoiles lors des nuits claires sans lune comme une bande de la Voie lactée traversant le ciel. La galaxie a une structure assez complexe. En première approximation, la plus grossière, on peut supposer que les étoiles et nébuleuses qui le composent remplissent un volume en forme d'ellipsoïde de révolution très comprimé. Souvent, dans la littérature populaire, la forme de la Galaxie est comparée à une lentille biconvexe. En réalité, tout est beaucoup plus compliqué et le tableau dressé est trop approximatif. En fait, il s’avère que différents types d’étoiles se concentrent de manières complètement différentes vers le centre de la Galaxie et vers son « plan équatorial ». Par exemple, les nébuleuses gazeuses, ainsi que les étoiles massives très chaudes, sont fortement concentrées vers le plan équatorial de la Galaxie (dans le ciel ce plan correspond à un grand cercle passant par les parties centrales de la Voie Lactée). Cependant, ils ne montrent pas de concentration significative vers le centre galactique. D’un autre côté, certains types d’étoiles et d’amas d’étoiles (appelés « amas globulaires ») ne présentent pratiquement aucune concentration vers le plan équatorial de la Galaxie, mais se caractérisent par une énorme concentration vers son centre. Entre ces deux types extrêmes de distribution spatiale (que les astronomes appellent « plate » et « sphérique ») se situent tous les cas intermédiaires. Cependant, il s'avère que la majeure partie des étoiles de la Galaxie est située dans un disque géant dont le diamètre est d'environ 100 000 années-lumière et l'épaisseur d'environ 1 500 années-lumière. Ce disque contient un peu plus de 150 milliards d’étoiles de différents types. Notre Soleil fait partie de ces étoiles, située à la périphérie de la Galaxie proche de son plan équatorial (plus précisément, « seulement » à une distance d'environ 30 années-lumière - une valeur assez petite comparée à l'épaisseur du disque stellaire).

La distance entre le Soleil et le noyau de la Galaxie (ou son centre) est d'environ 30 000 années-lumière. La densité stellaire dans la Galaxie est très inégale. Elle est la plus élevée dans la région du noyau galactique, où, selon les dernières données, elle atteint 2 000 étoiles par parsec cube, soit près de 20 000 fois la densité stellaire moyenne à proximité du Soleil. De plus, les étoiles ont tendance à former des groupes ou amas distincts. Un bon exemple d’un tel amas est celui des Pléiades, visibles dans notre ciel d’hiver.

La Galaxie contient également des détails structurels à une échelle beaucoup plus grande. Des recherches ont prouvé que les nébuleuses, ainsi que les étoiles massives et chaudes, sont réparties le long des branches de la spirale. La structure en spirale est particulièrement clairement visible dans d'autres systèmes stellaires - les galaxies (avec une petite lettre, contrairement à notre système stellaire - Galaxies). Établir la structure spirale de la Galaxie dans laquelle nous nous trouvons nous-mêmes s’est avéré extrêmement difficile.

Les étoiles et les nébuleuses de la Galaxie se déplacent de manière assez complexe. Tout d’abord, ils participent à la rotation de la Galaxie autour d’un axe perpendiculaire à son plan équatorial. Cette rotation n’est pas la même que celle d’un corps solide : différentes parties de la Galaxie ont des périodes de rotation différentes. Ainsi, le Soleil et les étoiles qui l'entourent sur une vaste zone de plusieurs centaines d'années-lumière accomplissent une révolution complète en environ 200 millions d'années. Puisque le Soleil, avec sa famille de planètes, existe apparemment depuis environ 5 milliards d'années, au cours de son évolution (depuis sa naissance d'une nébuleuse gazeuse jusqu'à son état actuel), il a effectué environ 25 tours autour de l'axe de rotation de la Galaxie. On peut dire que l’âge du Soleil n’est que de 25 « années galactiques » ; avouons-le, c’est un âge d’épanouissement…

La vitesse de déplacement du Soleil et de ses étoiles voisines sur leurs orbites galactiques presque circulaires atteint 250 km/s. À ce mouvement régulier autour du noyau galactique se superposent les mouvements chaotiques et désordonnés des étoiles. Les vitesses de ces mouvements sont beaucoup plus faibles - environ 10 à 50 km/s, et elles sont différentes pour les objets de différents types. Les vitesses sont les plus faibles pour les étoiles massives chaudes (6-8 km/s) ; pour les étoiles de type solaire, elles sont d'environ 20 km/s. Plus ces vitesses sont faibles, plus la répartition d’un type d’étoile donné est « plate ».

À l'échelle que nous utilisons pour représenter visuellement le système solaire, la taille de la Galaxie sera de 60 millions de km – une valeur déjà assez proche de la distance Terre-Soleil. De là, il est clair qu’à mesure que l’on pénètre dans des régions de plus en plus éloignées de l’Univers, cette échelle n’est plus adaptée, car elle perd de sa clarté. Nous prendrons donc une échelle différente. Réduisons mentalement l'orbite terrestre à la taille de l'orbite la plus interne de l'atome d'hydrogène dans le modèle classique de Bohr. Rappelons que le rayon de cette orbite est de 0,53x10 -8 cm. Alors l'étoile la plus proche sera à une distance d'environ 0,014 mm, le centre de la Galaxie sera à une distance d'environ 10 cm, et les dimensions de notre Le système stellaire mesurera environ 35 cm. Le diamètre du Soleil aura des dimensions microscopiques : 0,0046 A (unité angström de longueur égale à 10 -8 cm).

Nous avons déjà souligné que les étoiles sont situées à de grandes distances les unes des autres et sont donc pratiquement isolées. Cela signifie notamment que les étoiles n'entrent presque jamais en collision les unes avec les autres, bien que le mouvement de chacune d'elles soit déterminé par le champ gravitationnel créé par toutes les étoiles de la Galaxie. Si nous considérons la Galaxie comme une certaine région remplie de gaz et que les étoiles jouent le rôle de molécules de gaz et d'atomes, alors nous devons considérer ce gaz comme extrêmement raréfié. Dans le voisinage solaire, la distance moyenne entre les étoiles est environ 10 millions de fois supérieure au diamètre moyen des étoiles. Pendant ce temps, dans des conditions normales dans l’air ordinaire, la distance moyenne entre les molécules n’est que plusieurs dizaines de fois supérieure à la taille de ces dernières. Pour atteindre le même degré de raréfaction relative, il faudrait réduire la densité de l’air d’au moins 1018 fois ! Notez cependant que dans la région centrale de la Galaxie, où la densité stellaire est relativement élevée, des collisions entre étoiles se produiront de temps en temps. Ici, il faut s’attendre à environ une collision tous les millions d’années, alors que dans les régions « normales » de la Galaxie, il n’y a eu pratiquement aucune collision entre étoiles dans toute l’histoire de l’évolution de notre système stellaire, qui date d’au moins 10 milliards d’années.

Depuis plusieurs décennies, les astronomes étudient avec acharnement d’autres systèmes stellaires plus ou moins similaires au nôtre. Ce domaine de recherche est appelé « astronomie extragalactique ». Elle joue désormais presque le premier rôle en astronomie. Au cours des trois dernières décennies, l’astronomie extragalactique a réalisé des progrès étonnants. Petit à petit, les contours grandioses de la Métagalaxie ont commencé à émerger, dont notre système stellaire est inclus comme une petite particule. Nous ne savons toujours pas tout sur la Métagalaxie. L'énorme éloignement des objets crée des difficultés très spécifiques, qui sont résolues en utilisant les moyens d'observation les plus puissants en combinaison avec une recherche théorique approfondie. Pourtant, la structure générale de la Métagalaxie est devenue largement claire ces dernières années.

Nous pouvons définir une métagalaxie comme un ensemble de systèmes stellaires – des galaxies se déplaçant dans les vastes espaces de la partie de l’Univers que nous observons. Les galaxies les plus proches de notre système stellaire sont les célèbres nuages de Magellan, clairement visibles dans le ciel de l'hémisphère sud sous la forme de deux grands points ayant à peu près la même luminosité en surface que la Voie lactée. La distance aux nuages de Magellan n’est « que » d’environ 200 000 années-lumière, ce qui est tout à fait comparable à l’étendue totale de notre Galaxie. Une autre galaxie « proche » de nous est la nébuleuse de la constellation d’Andromède. Il est visible à l’œil nu sous la forme d’un faible point lumineux de 5e magnitude.

En fait, il s’agit d’un monde stellaire immense, en termes de nombre d’étoiles et de masse totale trois fois supérieure à celle de notre Galaxie, qui à son tour est un géant parmi les galaxies. La distance à la nébuleuse d'Andromède, ou, comme l'appellent les astronomes, M 31 (cela signifie que dans le catalogue bien connu des nébuleuses de Messier, elle est répertoriée sous le numéro 31), est d'environ 1 800 000 années-lumière, soit environ 20 fois la taille de la Galaxie. La nébuleuse M 31 a une structure spirale clairement définie et, dans bon nombre de ses caractéristiques, elle est très similaire à notre Galaxie. A côté se trouvent ses petits satellites ellipsoïdaux. Avec les systèmes spiralés (ces galaxies sont désignées par les symboles Sa, Sb et Sc selon la nature du développement de la structure spirale ; s'il y a un « pont » traversant le noyau, la lettre B est placée après la lettre S ), il en existe des galaxies sphéroïdales et ellipsoïdales, dépourvues de toute trace de structure spirale, ainsi que des galaxies « irrégulières », dont un bon exemple sont les Nuages de Magellan.

Un grand nombre de galaxies sont observées dans les grands télescopes. S'il existe environ 250 galaxies plus brillantes que la 12e magnitude visible, il y en a déjà environ 50 000 plus brillantes que la 16e. Les objets les plus faibles, qui, à la limite, peuvent être photographiés par un télescope à réflexion avec un diamètre de miroir de 5 m, ont un. magnitude de 24,5, car le télescope orbital Hubble limite cette limite aux objets de magnitude 30. Il s’avère que parmi les milliards d’objets aussi faibles, la majorité sont des galaxies. Beaucoup d’entre eux sont éloignés de nous à des distances que la lumière parcourt sur des milliards d’années. Cela signifie que la lumière qui a provoqué le noircissement de la plaque a été émise par une galaxie si lointaine bien avant la période archéenne de l’histoire géologique de la Terre !

Le spectre de la plupart des galaxies ressemble à celui du soleil ; dans les deux cas, des lignes d'absorption sombres individuelles sont observées sur un fond assez clair. Cela n’est pas surprenant puisque le rayonnement des galaxies est le rayonnement des milliards d’étoiles qui les composent, plus ou moins semblables à celles du Soleil. Il y a de nombreuses années, une étude minutieuse du spectre des galaxies a conduit à une découverte d'importance fondamentale. Le fait est que, de par la nature du décalage de la longueur d'onde de toute raie spectrale par rapport à l'étalon de laboratoire, il est possible de déterminer la vitesse de déplacement de la source émettrice le long de la ligne de visée. Autrement dit, il est possible de déterminer à quelle vitesse la source s'approche ou s'éloigne.

Si la source lumineuse s'approche, les raies spectrales se déplacent vers des longueurs d'onde plus courtes ; si elle s'éloigne, vers des longueurs d'onde plus longues. Ce phénomène est appelé « effet Doppler ». Il s'est avéré que les galaxies (à l'exception de quelques-unes les plus proches de nous) ont des raies spectrales qui sont toujours décalées vers la partie du spectre à grande longueur d'onde (« décalage vers le rouge » des raies), et plus la galaxie est éloignée. de notre part, plus ce changement est important.

Cela signifie que toutes les galaxies s’éloignent de nous et que la vitesse de « l’expansion » augmente à mesure que les galaxies s’éloignent. Il atteint des valeurs énormes. Par exemple, la vitesse de recul de la galaxie radio Cygnus A, trouvée grâce au décalage vers le rouge, est proche de 17 000 km/s. Pendant longtemps, le record appartenait à la très faible (en rayons optiques de la 20e magnitude) radiogalaxie 3S 295. En 1960, son spectre a été obtenu. Il s’est avéré que la célèbre raie spectrale ultraviolette appartenant à l’oxygène ionisé est décalée vers la région orange du spectre ! De là, il est facile de constater que la vitesse d’élimination de cet étonnant système stellaire est de 138 000 km/s, soit près de la moitié de la vitesse de la lumière ! La galaxie radio 3S 295 est éloignée de nous d'une distance que parcourt la lumière en 5 milliards d'années. Ainsi, les astronomes ont étudié la lumière émise lors de la formation du Soleil et des planètes, et peut-être même « un peu » plus tôt… Depuis, des objets beaucoup plus lointains ont été découverts.

À l'expansion globale du système galactique se superposent les vitesses erratiques des galaxies individuelles, généralement plusieurs centaines de kilomètres par seconde. C’est pourquoi les galaxies les plus proches de nous ne présentent pas de redshift systématique. Après tout, les vitesses des mouvements aléatoires (dites « particuliers ») de ces galaxies sont supérieures à la vitesse normale du redshift. Cette dernière augmente à mesure que les galaxies s'éloignent d'environ 50 km/s, pour chaque million de parsecs. Par conséquent, pour les galaxies dont les distances ne dépassent pas plusieurs millions de parsecs, les vitesses aléatoires dépassent la vitesse de recul due au redshift. Parmi les galaxies proches, il y a aussi celles qui s'approchent de nous (par exemple, la nébuleuse d'Andromède M 31).

Les galaxies ne sont pas uniformément réparties dans l'espace métagalactique, c'est-à-dire à densité constante. Ils montrent une tendance prononcée à former des groupes ou des grappes séparés. En particulier, un groupe d'environ 20 galaxies proches de nous (y compris notre Galaxie) forme ce qu'on appelle le « système local ». À son tour, le système local fait partie d'un grand amas de galaxies dont le centre se trouve dans la partie du ciel sur laquelle est projetée la constellation de la Vierge. Ce cluster compte plusieurs milliers de membres et compte parmi les plus importants. Dans l'espace entre les amas, la densité des galaxies est des dizaines de fois inférieure à celle à l'intérieur des amas.

Il convient de noter la différence entre les amas d’étoiles qui forment des galaxies et les amas de galaxies. Dans le premier cas, les distances entre les membres des amas sont énormes par rapport à la taille des étoiles, tandis que les distances moyennes entre les galaxies des amas de galaxies ne sont que plusieurs fois supérieures à la taille des galaxies. En revanche, le nombre de galaxies dans les amas ne peut être comparé au nombre d’étoiles dans les galaxies. Si nous considérons un ensemble de galaxies comme une sorte de gaz, où le rôle de molécules est joué par des galaxies individuelles, alors nous devons considérer ce milieu comme extrêmement visqueux.

À quoi ressemble la métagalaxie dans notre modèle, où l'orbite terrestre est réduite à la taille de la première orbite d'un atome de Bohr ? À cette échelle, la distance à la nébuleuse d'Andromède sera d'un peu plus de 6 m, la distance à la partie centrale de l'amas de galaxies de la Vierge, qui comprend notre système galactique local, sera d'environ 120 m et la taille de l'amas lui-même sera du même ordre. La galaxie radio Cygnus A sera désormais éloignée d'une distance de 2,5 km, et la distance jusqu'à la galaxie radio 3S 295 atteindra 25 km...

Nous nous sommes familiarisés sous la forme la plus générale avec les principales caractéristiques structurelles et l'échelle de l'Univers. C'est comme un cadre figé de son évolution. Elle n’a pas toujours été telle que nous la voyons maintenant. Tout change dans l'Univers : les étoiles et les nébuleuses apparaissent, se développent et « meurent », la Galaxie se développe de manière naturelle, la structure même et l'échelle de la Métagalaxie changent.

Escalier vers l'infini

Comment déterminer la distance aux étoiles ? Comment savons-nous qu'Alpha Centauri est à environ 4 années-lumière ? Après tout, vous ne pouvez pas déterminer grand-chose par la luminosité d’une étoile en tant que telle : la luminosité d’une étoile faible proche et d’une étoile brillante lointaine peut être la même. Et pourtant, il existe de nombreuses façons assez fiables de déterminer les distances entre la Terre et les coins les plus éloignés de l'Univers. En 4 ans d'exploitation, le satellite astrométrique Hipparchus a déterminé les distances allant jusqu'à 118 000 étoiles SPL

Peu importe ce que disent les physiciens à propos de la tridimensionnalité, de la six dimensions ou même de la onze dimensions de l’espace, pour un astronome, l’Univers observable est toujours bidimensionnel. Ce qui se passe dans l'Espace nous apparaît dans une projection sur la sphère céleste, tout comme dans un film toute la complexité de la vie est projetée sur un écran plat. Sur l'écran, nous pouvons facilement distinguer ce qui est éloigné de ce qui est proche grâce à notre familiarité avec l'original tridimensionnel, mais dans la dispersion bidimensionnelle des étoiles, il n'y a aucun indice visuel qui nous permette de le transformer en un effet tridimensionnel. carte dimensionnelle adaptée pour tracer la trajectoire d'un vaisseau interstellaire. Pendant ce temps, les distances sont la clé de près de la moitié de toute l’astrophysique. Sans eux, comment distinguer une étoile faible proche d’un quasar lointain mais brillant ? Seule la connaissance de la distance à un objet permet d'évaluer son énergie, et à partir de là, il existe un chemin direct pour comprendre sa nature physique.

Un exemple récent de l’incertitude des distances cosmiques est le problème des sources de sursauts gamma, de courtes impulsions de rayonnement dur qui arrivent sur Terre environ une fois par jour depuis diverses directions. Les premières estimations de leur distance variaient de centaines d'unités astronomiques (dizaines d'heures-lumière) à des centaines de millions d'années-lumière. En conséquence, la diffusion des modèles était également impressionnante - de l'annihilation des comètes d'antimatière à la périphérie du système solaire aux explosions d'étoiles à neutrons secouant l'Univers entier et à la naissance de trous blancs. Au milieu des années 1990, plus d’une centaine d’explications différentes sur la nature des sursauts gamma avaient été proposées. Maintenant que nous avons pu estimer les distances jusqu'à leurs sources, il ne reste plus que deux modèles.

Mais comment mesurer la distance si vous ne pouvez atteindre l’objet ni avec une règle ni avec un faisceau de localisation ? La méthode de triangulation, largement utilisée en géodésie terrestre conventionnelle, vient à la rescousse. Nous sélectionnons un segment de longueur connue - la base, mesurons à partir de ses extrémités les angles sous lesquels un point inaccessible pour une raison ou une autre est visible, puis de simples formules trigonométriques donnent la distance requise. Lorsque l'on passe d'une extrémité à l'autre de la base, la direction apparente du point change, il se déplace sur fond d'objets distants. C'est ce qu'on appelle le déplacement de parallaxe, ou parallaxe. Sa valeur est d'autant plus petite que l'objet est éloigné, et plus la base est longue, plus elle est grande.

Pour mesurer les distances aux étoiles, il faut prendre la base maximale dont disposent les astronomes, égale au diamètre de l'orbite terrestre. Le déplacement parallactique correspondant des étoiles dans le ciel (à proprement parler, la moitié) a commencé à être appelé parallaxe annuelle. Tycho Brahe a essayé de le mesurer, qui n'aimait pas l'idée de Copernic sur la rotation de la Terre autour du Soleil, et il a décidé de le vérifier - après tout, les parallaxes prouvent également le mouvement orbital de la Terre. Les mesures prises avaient une précision impressionnante pour le XVIe siècle - environ une minute d'arc, mais c'était totalement insuffisant pour mesurer les parallaxes, ce que Brahe lui-même ne s'est pas rendu compte et a conclu que le système copernicien était incorrect.

La distance aux amas d'étoiles est déterminée par la méthode d'ajustement de séquence principale

L'attaque suivante contre la parallaxe fut lancée en 1726 par l'Anglais James Bradley, futur directeur de l'Observatoire de Greenwich. Au début, il semblait qu'il avait de la chance : l'étoile choisie pour l'observation, Gamma Draco, oscillait en fait autour de sa position moyenne au cours d'une année avec une oscillation de 20 secondes d'arc. Cependant, la direction de ce déplacement était différente de celle attendue pour les parallaxes, et Bradley a rapidement trouvé la bonne explication : la vitesse de l'orbite terrestre s'ajoute à la vitesse de la lumière provenant de l'étoile et change sa direction apparente. De la même manière, les gouttes de pluie laissent des traces inclinées sur les vitres des bus. Ce phénomène, appelé aberration annuelle, fut la première preuve directe du mouvement de la Terre autour du Soleil, mais n'avait rien à voir avec les parallaxes.

Seulement un siècle plus tard, la précision des instruments goniométriques atteignit le niveau requis. À la fin des années 30 du XIXe siècle, comme le disait John Herschel, « le mur qui empêchait la pénétration dans l’Univers stellaire fut brisé presque simultanément à trois endroits ». En 1837, Vasily Yakovlevich Struve (à l'époque directeur de l'Observatoire Dorpat, puis de l'Observatoire Pulkovo) publia la parallaxe de Vega qu'il mesura - 0,12 seconde d'arc. L'année suivante, Friedrich Wilhelm Bessel rapporta que la parallaxe de l'étoile 61e Cygnus était de 0,3". Et un an plus tard, l'astronome écossais Thomas Henderson, travaillant dans l'hémisphère sud au Cap de Bonne-Espérance, mesura la parallaxe dans le système Alpha Centauri. - 1,16". . Cependant, il s'est avéré plus tard que cette valeur était surestimée de 1,5 fois et qu'il n'y a pas une seule étoile dans tout le ciel avec une parallaxe de plus d'une seconde d'arc.

Pour les distances mesurées par la méthode parallactique, une unité de longueur spéciale a été introduite - le parsec (de la seconde parallactique, pc). Un parsec contient 206 265 unités astronomiques, soit 3,26 années-lumière. C’est à partir de cette distance que le rayon de l’orbite terrestre (1 unité astronomique = 149,5 millions de kilomètres) est visible sous un angle de 1 seconde. Pour déterminer la distance à une étoile en parsecs, vous devez en diviser un par sa parallaxe en secondes. Par exemple, pour le système stellaire le plus proche de nous, Alpha Centauri 1/0,76 = 1,3 parsecs, soit 270 000 unités astronomiques. Un millier de parsecs sont appelés kiloparsecs (kpc), un million de parsecs sont appelés mégaparsecs (Mpc) et un milliard sont appelés gigaparsecs (Gpc).

Mesurer des angles extrêmement petits exigeait une sophistication technique et une énorme diligence (Bessel, par exemple, a traité plus de 400 observations individuelles du 61e Cygnus), mais après la première percée, les choses sont devenues plus faciles. En 1890, les parallaxes de trois douzaines d’étoiles avaient déjà été mesurées, et lorsque la photographie commença à être largement utilisée en astronomie, la mesure précise des parallaxes fut lancée. Les mesures de parallaxe sont la seule méthode permettant de déterminer directement les distances par rapport aux étoiles individuelles. Mais lors des observations au sol, les interférences atmosphériques ne permettent pas à la méthode parallactique de mesurer des distances supérieures à 100 pc. Pour l’Univers, ce n’est pas une très grande valeur. (« Ce n'est pas loin ici, une centaine de parsecs », comme disait Gromozeka.) Là où les méthodes géométriques échouent, les méthodes photométriques viennent à la rescousse.

Enregistrements géométriques

Ces dernières années, les résultats de la mesure des distances jusqu'à des sources d'émission radio très compactes - les masers - ont été de plus en plus publiés. Leur rayonnement se produit dans le domaine radio, ce qui permet de les observer sur des interféromètres radio capables de mesurer les coordonnées d'objets avec une précision à la microseconde, inaccessible dans le domaine optique dans lequel les étoiles sont observées. Grâce aux masers, les méthodes trigonométriques peuvent être appliquées non seulement aux objets lointains de notre Galaxie, mais aussi à d'autres galaxies. Par exemple, en 2005, Andreas Brunthaler (Allemagne) et ses collègues ont déterminé la distance à la galaxie M33 (730 kpc) en comparant le déplacement angulaire des masers avec la vitesse de rotation de ce système stellaire. Un an plus tard, Ye Xu (RPC) et ses collègues ont appliqué la méthode classique de parallaxe à des sources maser « locales » pour mesurer la distance (2 kpc) à l'un des bras spiraux de notre Galaxie. C'est peut-être J. Hernsteen (États-Unis) et ses collègues qui ont réussi à avancer le plus loin en 1999. En suivant le mouvement des masers dans le disque d'accrétion autour du trou noir au cœur de la galaxie active NGC 4258, les astronomes ont déterminé que ce système est situé à une distance de 7,2 Mpc de nous. Il s'agit aujourd'hui d'un record absolu pour les méthodes géométriques.

Bougies d'astronome standard

Plus la source de rayonnement est éloignée de nous, plus elle est faible. Si vous découvrez la véritable luminosité d'un objet, en la comparant avec la luminosité apparente, vous pouvez trouver la distance. C'est probablement Huygens qui fut le premier à appliquer cette idée à la mesure des distances aux étoiles. La nuit, il observa Sirius et pendant la journée, il compara son éclat à un petit trou dans l'écran qui recouvrait le Soleil. Après avoir choisi la taille du trou pour que les deux luminosités coïncident, et comparé les valeurs angulaires du trou et du disque solaire, Huygens a conclu que Sirius est 27 664 fois plus éloigné de nous que le Soleil. C'est 20 fois moins que la distance réelle. L'erreur était en partie due au fait que Sirius est en réalité beaucoup plus brillant que le Soleil, et en partie à la difficulté de comparer la luminosité à partir de la mémoire.

Une percée dans le domaine des méthodes photométriques s'est produite avec l'avènement de la photographie en astronomie. Au début du XXe siècle, l'Observatoire du Harvard College a mené des travaux à grande échelle pour déterminer la luminosité des étoiles à l'aide de plaques photographiques. Une attention particulière a été portée aux étoiles variables, dont la luminosité fluctue. En étudiant les étoiles variables d'une classe spéciale - les Céphéides - dans le Petit Nuage de Magellan, Henrietta Leavitt a remarqué que plus elles sont brillantes, plus la période de fluctuation de leur luminosité est longue : les étoiles d'une période de plusieurs dizaines de jours se sont avérées être d'environ 40 fois plus brillantes que les étoiles avec une période de l'ordre d'un jour.

Puisque toutes les Céphéides de Levitt se trouvaient dans le même système stellaire – le Petit Nuage de Magellan – elles pourraient être considérées comme étant à la même distance (bien qu’inconnue) de nous. Cela signifie que la différence de leur luminosité apparente est associée à des différences réelles de luminosité. Il restait à déterminer la distance à une Céphéide par une méthode géométrique afin de calibrer toute la dépendance et de pouvoir, en mesurant la période, déterminer la véritable luminosité de n'importe quelle Céphéide, et à partir de celle-ci la distance à l'étoile et au système stellaire. le contenant.

Mais malheureusement, il n’y a pas de Céphéides à proximité de la Terre. La plus proche d'entre elles - l'étoile polaire - est éloignée du Soleil, comme nous le savons maintenant, de 130 pc, c'est-à-dire qu'elle est hors de portée des mesures de parallaxe au sol. Cela n'a pas permis de construire un pont directement des parallaxes aux Céphéides, et les astronomes ont dû construire une structure qui est maintenant appelée au sens figuré une échelle de distance.

Les amas d'étoiles ouverts, comprenant de plusieurs dizaines à centaines d'étoiles reliées par une heure et un lieu de naissance communs, sont devenus une étape intermédiaire. Si vous tracez la température et la luminosité de toutes les étoiles de l'amas, la plupart des points tomberont sur une ligne inclinée (plus précisément une bande), appelée séquence principale. La température est déterminée avec une grande précision à partir du spectre de l'étoile, et la luminosité est déterminée à partir de sa luminosité apparente et de sa distance. Si la distance est inconnue, le fait que toutes les étoiles de l'amas soient presque également éloignées de nous vient à notre secours, de sorte qu'à l'intérieur de l'amas, la luminosité apparente peut toujours être utilisée comme mesure de luminosité.

Puisque les étoiles sont les mêmes partout, les séquences principales de tous les amas doivent correspondre. Les différences sont uniquement dues au fait qu’ils se trouvent à des distances différentes. Si nous déterminons la distance à l'un des clusters à l'aide d'une méthode géométrique, nous découvrirons à quoi ressemble la séquence principale « réelle », puis, en comparant les données d'autres clusters avec elle, nous déterminerons les distances jusqu'à eux. Cette méthode est appelée « ajustement de la séquence principale ». Pendant longtemps, les Pléiades et les Hyades lui ont servi d'étalon, dont les distances étaient déterminées par la méthode des parallaxes de groupe.

Heureusement pour l'astrophysique, des Céphéides ont été découvertes dans environ deux douzaines d'amas ouverts. Ainsi, en mesurant les distances jusqu’à ces amas en ajustant la séquence principale, il est possible de « tendre l’échelle » jusqu’aux Céphéides, qui en sont à leur troisième marche.

Les céphéides sont très pratiques comme indicateur de distance : elles sont relativement nombreuses - elles peuvent être trouvées dans n'importe quelle galaxie et même dans n'importe quel amas globulaire, et étant des étoiles géantes, elles sont suffisamment brillantes pour en mesurer les distances intergalactiques. Grâce à cela, ils ont gagné de nombreuses épithètes bruyantes, telles que « phares de l’Univers » ou « jalons de l’astrophysique ». La « lignée » des Céphéides s’étend jusqu’à 20 Mpc, soit environ cent fois la taille de notre Galaxie. Après cela, ils ne peuvent plus être distingués, même avec les instruments modernes les plus puissants, et pour grimper au quatrième échelon de l'échelle de distance, il faut quelque chose de plus brillant.

MÉTHODES DE MESURE DES DISTANCES SPATIALES

Aux confins de l'Univers

L’une des mesures de distance extragalactique les plus puissantes est basée sur un modèle connu sous le nom de relation de Tully-Fisher : plus une galaxie spirale est brillante, plus elle tourne vite. Lorsqu'une galaxie est vue par la tranche ou avec une inclinaison significative, la moitié de sa matière se rapproche de nous en raison de la rotation et l'autre moitié s'en éloigne, ce qui entraîne un élargissement des raies spectrales dû à l'effet Doppler. A partir de cette expansion, la vitesse de rotation est déterminée, la luminosité est déterminée, puis, à partir d'une comparaison avec la luminosité visible, la distance à la galaxie est déterminée. Et bien sûr, pour calibrer cette méthode, nous avons besoin de galaxies dont les distances ont déjà été mesurées à l’aide des Céphéides. La méthode Tully-Fisher est à très longue portée et couvre des galaxies situées à des centaines de mégaparsecs de nous, mais elle a aussi une limite, car il n'est pas possible d'obtenir des spectres de qualité suffisamment élevée pour des galaxies trop lointaines et trop faibles.

À une distance légèrement plus grande, une autre « bougie standard » fonctionne : les supernovae de type Ia. Les explosions de telles supernovae sont des explosions thermonucléaires du « même type » de naines blanches dont la masse est légèrement supérieure à la masse critique (1,4 masse solaire). Il n’y a donc aucune raison pour que leur puissance varie considérablement. Les observations de telles supernovae dans les galaxies proches, dont les distances peuvent être déterminées à partir des Céphéides, semblent confirmer cette constance, et c'est pourquoi les explosions thermonucléaires cosmiques sont désormais largement utilisées pour déterminer les distances. Elles sont visibles même à des milliards de parsecs de nous, mais on ne sait jamais à quelle distance la galaxie sera mesurée, car on ne sait pas à l'avance où exactement la prochaine supernova entrera en éruption.

Jusqu'à présent, une seule méthode nous permet d'aller encore plus loin : les redshifts. Son histoire, comme celle des Céphéides, commence simultanément avec le XXe siècle. En 1915, l'Américain Vesto Slipher, étudiant le spectre des galaxies, remarqua que dans la plupart d'entre elles les raies étaient décalées vers le rouge par rapport à la position « laboratoire ». En 1924, l'Allemand Karl Wirtz remarqua que ce déplacement est d'autant plus fort que les dimensions angulaires de la galaxie sont petites. Cependant, seul Edwin Hubble a réussi à rassembler ces données en une seule image en 1929. Selon l’effet Doppler, le décalage vers le rouge des raies du spectre signifie que l’objet s’éloigne de nous. En comparant les spectres des galaxies avec les distances déterminées à partir des Céphéides, Hubble a formulé une loi : la vitesse à laquelle une galaxie s'éloigne est proportionnelle à sa distance. Le coefficient de proportionnalité dans cette relation est appelé constante de Hubble.

Ainsi, l'expansion de l'Univers a été découverte, et avec elle la possibilité de déterminer les distances des galaxies à partir de leurs spectres, bien sûr, à condition que la constante de Hubble soit liée à d'autres « règles ». Hubble lui-même a effectué cet alignement avec une erreur de presque un ordre de grandeur, qui n'a été corrigée qu'au milieu des années 1940, lorsqu'il est devenu clair que les Céphéides étaient divisées en plusieurs types avec des relations période-luminosité différentes. L'étalonnage a été effectué à nouveau sur la base des Céphéides « classiques », et ce n'est qu'à ce moment-là que la valeur de la constante de Hubble est devenue proche des estimations modernes : 50-100 km/s pour chaque mégaparsec de distance à la galaxie.

Désormais, les redshifts sont utilisés pour déterminer les distances jusqu'à des galaxies situées à des milliers de mégaparsecs de nous. Certes, ces distances ne sont indiquées en mégaparsecs que dans les articles populaires. Le fait est qu'ils dépendent du modèle d'évolution de l'Univers adopté dans les calculs, et de plus, dans l'espace en expansion, il n'est pas tout à fait clair de quelle distance il s'agit : celle à laquelle se trouvait la galaxie au moment de l'émission du rayonnement. , ou celle où elle se trouve au moment de sa réception sur Terre, ou encore la distance parcourue par la lumière pour se rendre du point de départ au point final. Les astronomes préfèrent donc indiquer pour les objets distants uniquement la valeur du redshift directement observée, sans la convertir en mégaparsecs.

Les redshifts sont aujourd’hui la seule méthode permettant d’estimer des distances « cosmologiques » comparables à la « taille de l’Univers », et en même temps c’est peut-être la technique la plus largement utilisée. En juillet 2007, un catalogue des redshifts de 77 418 767 galaxies a été publié. Certes, lors de sa création, une méthode automatique quelque peu simplifiée d'analyse des spectres a été utilisée et des erreurs pouvaient donc se glisser dans certaines valeurs.

Jeu d'équipe

Les méthodes géométriques de mesure des distances ne s'arrêtent pas à la parallaxe annuelle, dans laquelle les déplacements angulaires apparents des étoiles sont comparés aux mouvements de la Terre sur son orbite. Une autre approche repose sur le mouvement du Soleil et des étoiles les uns par rapport aux autres. Imaginons un amas d'étoiles survolant le Soleil. Selon les lois de la perspective, les trajectoires visibles de ses étoiles, comme des rails à l'horizon, convergent en un seul point : le radiant. Sa position indique l'angle sous lequel le cluster vole par rapport à la ligne de mire. Connaissant cet angle, nous pouvons décomposer le mouvement des étoiles de l'amas en deux composantes - le long de la ligne de visée et perpendiculairement à celle-ci le long de la sphère céleste - et déterminer la proportion entre elles. La vitesse radiale des étoiles en kilomètres par seconde est mesurée à l'aide de l'effet Doppler et, en tenant compte de la proportion trouvée, la projection de la vitesse sur le ciel est calculée - également en kilomètres par seconde. Reste à comparer ces vitesses linéaires des étoiles avec les vitesses angulaires déterminées à partir des résultats d'observations à long terme - et la distance sera connue ! Cette méthode fonctionne jusqu'à plusieurs centaines de parsecs, mais n'est applicable qu'aux amas d'étoiles et est donc appelée méthode de parallaxe de groupe. C’est ainsi que furent mesurées pour la première fois les distances jusqu’aux Hyades et aux Pléiades.

En bas des escaliers menant vers le haut

En construisant notre escalier vers les confins de l’Univers, nous sommes restés silencieux sur les fondations sur lesquelles il repose. Pendant ce temps, la méthode de la parallaxe donne la distance non pas en mètres standards, mais en unités astronomiques, c’est-à-dire en rayons de l’orbite terrestre, dont la valeur n’a pas non plus été immédiatement déterminée. Alors regardons en arrière et descendons l'échelle des distances cosmiques jusqu'à la Terre.

Le premier à tenter de déterminer la distance du Soleil fut probablement Aristarque de Samos, qui proposa un système héliocentrique du monde mille cinq cents ans avant Copernic. Il a découvert que le Soleil est 20 fois plus éloigné de nous que la Lune. Cette estimation, comme nous le savons désormais, a été sous-estimée d'un facteur 20 et a duré jusqu'à l'ère Kepler. Bien qu'il n'ait pas lui-même mesuré l'unité astronomique, il avait déjà noté que le Soleil devait être beaucoup plus loin que ne le pensait Aristarque (et après lui tous les autres astronomes).

La première estimation plus ou moins acceptable de la distance de la Terre au Soleil a été obtenue par Jean Dominique Cassini et Jean Richet. En 1672, lors de l'opposition de Mars, ils mesurèrent sa position par rapport aux étoiles de Paris (Cassini) et de Cayenne (Richet). La distance entre la France et la Guyane française a servi de base à un triangle parallactique, à partir duquel ils ont déterminé la distance à Mars, puis ont calculé l'unité astronomique à l'aide des équations de la mécanique céleste, obtenant une valeur de 140 millions de kilomètres.

Au cours des deux siècles suivants, le transit de Vénus à travers le disque solaire est devenu le principal outil permettant de déterminer l’échelle du système solaire. En les observant simultanément depuis différents points du globe, il est possible de calculer la distance de la Terre à Vénus, et à partir de là toutes les autres distances du système solaire. Aux XVIIIe-XIXe siècles, ce phénomène fut observé quatre fois : en 1761, 1769, 1874 et 1882. Ces observations sont devenues l'un des premiers projets scientifiques internationaux. Des expéditions de grande envergure furent équipées (l'expédition anglaise de 1769 fut dirigée par le célèbre James Cook), des stations d'observation particulières furent créées... Et si à la fin du XVIIIe siècle la Russie offrait seulement aux scientifiques français la possibilité d'observer le passage de son territoire (de Tobolsk), puis en 1874 et 1882, des scientifiques russes étaient déjà activement impliqués dans la recherche. Malheureusement, la complexité exceptionnelle des observations a conduit à des écarts importants dans les estimations de l'unité astronomique - d'environ 147 à 153 millions de kilomètres. Une valeur plus fiable - 149,5 millions de kilomètres - n'a été obtenue qu'au tournant des XIXe et XXe siècles à partir d'observations d'astéroïdes. Et enfin, il faut tenir compte du fait que les résultats de toutes ces mesures étaient basés sur la connaissance de la longueur de la base, qui était le rayon de la Terre lors de la mesure de l'unité astronomique. Ainsi, en fin de compte, les bases de l’échelle des distances cosmiques ont été posées par des géomètres.

Ce n'est que dans la seconde moitié du XXe siècle que les scientifiques disposaient de méthodes fondamentalement nouvelles pour déterminer les distances cosmiques - le laser et le radar. Ils ont permis d’augmenter la précision des mesures dans le système solaire des centaines de milliers de fois. L'erreur radar pour Mars et Vénus est de plusieurs mètres, et la distance jusqu'aux réflecteurs d'angle installés sur la Lune est mesurée avec une précision de quelques centimètres. La valeur actuellement acceptée de l'unité astronomique est de 149 597 870 691 mètres.

Le sort difficile d'"Hipparque"

Des progrès aussi radicaux dans la mesure de l’unité astronomique ont posé d’une manière nouvelle la question des distances aux étoiles. La précision de la détermination de la parallaxe est limitée par l'atmosphère terrestre. C'est pourquoi, dans les années 1960, l'idée est née de lancer un instrument goniomètre dans l'espace. Elle a été réalisée en 1989 avec le lancement du satellite astrométrique européen Hipparchus. Ce nom est une traduction établie, bien que formellement et pas tout à fait correcte, du nom anglais HIPPARCOS, qui est une abréviation de High Precision Parallax Collecting Satellite (« satellite pour la collecte de parallaxes de haute précision ») et ne coïncide pas avec l'orthographe anglaise de le nom du célèbre astronome grec antique - Hipparque, l'auteur du premier catalogue d'étoiles.

Les créateurs du satellite se sont fixé une tâche très ambitieuse : mesurer les parallaxes de plus de 100 000 étoiles avec une précision à la milliseconde, c'est-à-dire « atteindre » les étoiles situées à des centaines de parsecs de la Terre. Il a fallu clarifier les distances à plusieurs amas d'étoiles ouverts, notamment les Hyades et les Pléiades. Mais surtout, il est devenu possible de « sauter par-dessus le pas » en mesurant directement les distances jusqu'aux Céphéides elles-mêmes.

L'expédition a commencé avec des ennuis. En raison d'une défaillance de l'étage supérieur, l'Hipparque n'est pas entré sur l'orbite géostationnaire prévue et est resté sur une trajectoire intermédiaire très allongée. Les spécialistes de l'Agence spatiale européenne ont quand même réussi à faire face à la situation et le télescope astrométrique orbital a fonctionné avec succès pendant 4 ans. Le traitement des résultats a pris le même temps et, en 1997, un catalogue d'étoiles avec les parallaxes et les mouvements propres de 118 218 luminaires, dont environ deux cents Céphéides, a été publié.

Malheureusement, sur un certain nombre de questions, la clarté souhaitée n’a pas été obtenue. Le résultat le plus incompréhensible concernait les Pléiades - on supposait que « Hipparque » clarifierait la distance, qui était auparavant estimée à 130-135 parsecs, mais en pratique, il s'est avéré que « Hipparque » l'a corrigée, recevant une valeur de seulement 118. parsecs. Accepter une nouvelle valeur nécessiterait des ajustements à la fois à la théorie de l’évolution stellaire et à l’échelle des distances intergalactiques. Cela deviendrait un problème sérieux pour l'astrophysique, et la distance aux Pléiades commença à être soigneusement vérifiée. En 2004, plusieurs groupes, utilisant des méthodes indépendantes, ont obtenu des estimations de la distance jusqu'au cluster comprises entre 132 et 139 pc. Des voix offensantes ont commencé à se faire entendre, suggérant que les conséquences d'une mauvaise orbite du satellite n'avaient pas été complètement éliminées. Ainsi, toutes les parallaxes qu’il mesurait étaient remises en question.

L’équipe d’Hipparchus a été forcée d’admettre que les résultats des mesures étaient généralement précis, mais qu’ils pourraient devoir être retraités. Le fait est qu’en astrométrie spatiale, les parallaxes ne sont pas mesurées directement. Au lieu de cela, Hipparque a mesuré les angles entre de nombreuses paires d’étoiles pendant quatre ans. Ces angles changent à la fois en raison du déplacement parallactique et des propres mouvements des étoiles dans l’espace. Pour « extraire » exactement les valeurs de parallaxe des observations, un traitement mathématique assez complexe est nécessaire. C'est ce que je devais répéter. Les nouveaux résultats ont été publiés fin septembre 2007, mais on ne sait pas encore clairement dans quelle mesure la situation s'est améliorée.

Mais les problèmes d’« Hipparque » ne s’arrêtent pas là. Les parallaxes des Céphéides qu'il a déterminées se sont révélées insuffisamment précises pour un étalonnage fiable de la relation période-luminosité. Ainsi, le satellite n’a pas réussi à résoudre la deuxième tâche qui lui était posée. C’est pourquoi plusieurs nouveaux projets d’astrométrie spatiale sont désormais envisagés dans le monde. Le projet le plus proche de la mise en œuvre est le projet européen Gaia, dont le lancement est prévu en 2012. Son principe de fonctionnement est le même que celui de « Hipparchus » : mesures répétées des angles entre paires d'étoiles. Cependant, grâce à une optique puissante, il sera capable d'observer des objets beaucoup plus sombres, et l'utilisation de l'interférométrie augmentera la précision des angles de mesure jusqu'à des dizaines de microarcsecondes. On suppose que Gaia sera capable de mesurer des distances en kiloparsecs avec une erreur ne dépassant pas 20 % et déterminera les positions d'environ un milliard d'objets sur plusieurs années d'exploitation. Cela créera une carte tridimensionnelle d’une partie importante de la Galaxie.

L'univers d'Aristote se terminait à neuf distances de la Terre au Soleil. Copernic croyait que les étoiles étaient 1 000 fois plus éloignées que le Soleil. Les parallaxes repoussaient même les étoiles les plus proches à des années-lumière. Au tout début du XXe siècle, l'astronome américain Harlow Shapley, à l'aide des Céphéides, détermina que le diamètre de la Galaxie (qu'il identifiait à l'Univers) se mesurait en dizaines de milliers d'années-lumière, et grâce à Hubble, les limites de l'Univers s'est étendu à plusieurs gigaparsecs. Dans quelle mesure sont-ils définitifs ?

Bien sûr, à chaque étape de l'échelle de distance, il y a des erreurs plus ou moins grandes, mais en général, les échelles de l'Univers sont assez bien définies, testées par diverses méthodes indépendantes les unes des autres et forment une seule image cohérente. Les limites modernes de l’Univers semblent donc inébranlables. Cependant, cela ne veut pas dire qu’un jour nous ne voudrons pas en mesurer la distance à un Univers voisin !

Shklovsky I.S., Dmitry Vibe. Terre (Sol III).

Basé sur des documents provenant de : www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. "Univers, vie, esprit" / Ed. N.S. Kardashev et V.I. Moroz - 6e éd.

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