Comment mesurer les distances dans l'Univers ?

Depuis Eratosthène, astronomeastronome grec qui le premier réalisa une mesure astronomique, celle de la circonférence terrestre (deux siècles av J-C), les astronomes cherchent à mesurer avec la plus grande précision possible les distances dans l'Univers. Ils ont aujourd'hui à leur disposition trois outils adaptés à l'éloignement des objets à mesurer.

• Lorsque la mesure concerne des astres assez proches, jusqu'à quelques centaines d'années-lumière de distance, ils utilisent la méthode de la parallaxe. Cette dernière consiste à observer le déplacement d'un objet proche devant un fond très éloigné en effectuant l'observation depuis deux points géographiques différents. Dans le cas des étoiles les deux mesures sont effectuées à 6 mois d'intervalle : la Terre a alors parcouru la moitié de son orbiteorbite, soit 300 millions de kilomètres (deux fois la distance Terre-SoleilSoleil).
• Quand la distance à mesurer devient trop importante, les astronomes se tournent vers les céphéidescéphéides. Ces étoiles variablesétoiles variables dont la périodicité est proportionnelle à l'éclat absolu ont été découvertes dans les années 1920 par l'astronome américaine Henrietta LeavittHenrietta Leavitt alors qu'elle étudiait la population stellaire des NuagesNuages de Magellan, deux galaxiesgalaxies satellites de la nôtre. Plus une céphéide est lumineuse, plus sa période de variation d'éclat est longue. Si l'on connaît la période d'une céphéide, aisément mesurable, la relation période-luminositéluminosité permet de déterminer l'éclat intrinsèque de cette étoile. Par une simple comparaison avec son éclat apparent, on peut alors en déduire sa distance. Cette méthode permet de mesurer les distances pour des étoiles dans les galaxies qui nous entourent.
• Restent les astres les plus lointains : là, plus d'étoile observable individuellement, mais des galaxies et certains astres exotiquesexotiques comme les quasarsquasars. Les astronomes ont alors recours à la mesure du décalage vers le rougedécalage vers le rouge : plus l'astre est éloigné, plus son spectrespectre a des raies (d'émissionémission et d'absorptionabsorption) décalées vers les grandes longueurs d'ondelongueurs d'onde, c'est-à-dire vers le rouge. Ce phénomène est appelé effet Doppler-Fizeaueffet Doppler-Fizeau, reprenant le nom de C. Doppler qui découvrit le principe en 1842 sur les ondes accoustiques et de H. Fizeau qui 6 ans plus tard démontra que ce décalage concernait également les ondes électromagnétiquesondes électromagnétiques.