Tout le monde connaît Cassiopée, célèbre constellation en forme de W et qui, avec la Grande et la Petite Ourse, donne son image familière à la région du pôle Nord céleste. Comme les 88 autres constellations du ciel, celle-ci nous apparaît en plan, en deux dimensions. Comme si les étoiles qui la constituent, entre lesquelles les hommes ont tiré des lignes arbitraires mais bien pratiques pour se repérer, se trouvaient collées sur une surface.

Or il n'en est rien: les étoiles qui forment les constellations sont souvent très éloignées les unes des autres, dans des plans différents, et la perspective changerait complètement à partir d'un point de vue autre que la Terre. Elle change aussi avec le temps, d'ailleurs: en quelques milliers d'années, les constellations que nous repérons d'un coup d'œil se déforment, puisque leurs étoiles se déplacent en ordre dispersé. «Dans le ciel, lentement, les figures s'altèrent, se fondent», notait Carl Sagan dans son célèbre Cosmos.

Mais pour avoir une vision plus réaliste de la voûte céleste – on nous pardonnera cet archaïsme! –, il faut connaître la distance qui nous sépare de ces étoiles. Cette connaissance est essentielle non seulement pour pouvoir se représenter le ciel en trois dimensions, et non en deux, comme y ont longtemps été condamnés les catalogues d'étoiles, mais aussi pour connaître la nature et les caractéristiques des astres. Et c'est là que tout se complique.

L'astrométrie a été en effet le souci constant des astronomes. A cet égard, les Grecs ont admirablement défriché le terrain, en se gardant des œillères mystiques, et du surnaturel pour expliquer les phénomènes naturels. Et quelles intuitions ne leur doit-on pas! «Quand on songe que Démocrite avait inventé, il y a deux mille quatre cents ans, les atomes et qu'il pensait que les étoiles n'étaient que des soleils lointains, on ne peut qu'être émerveillé par ce visionnaire», écrit l'astrophysicien André Brahic (Enfants du Soleil). Cent cinquante ans plus tôt, Pythagore avait établi que la Terre, la Lune et le Soleil étaient des sphères.

Dans le monde antique, les arpenteurs du système solaire furent légion. Eratosthène de Cyrène, par exemple, vers – 300, réussit à calculer le tour de taille de la Terre, à partir de l'angle formé par les rayons du soleil à Alexandrie (7 degrés) et dans la ville de Syène, près d'Assouan, parfaitement au zénith: il avait remarqué que la lumière solaire éclairait exactement le fond d'un puits. Son calcul a donné 40 000 kilomètres, soit une marge d'erreur de 1% par rapport aux estimations actuelles.

A la même époque, les Grecs évaluent la taille de la Lune et déduisent sa distance de son diamètre apparent. Une place à part revient à Aristarque de Samos et à Hipparque. Le premier tenta de mesurer la distance de la Terre au Soleil par triangulation avec la Lune. Il comprit que le Soleil était beaucoup plus éloigné que la Lune, et donc beaucoup plus gros que la Terre. Il en déduisit l'hypothèse capitale que ce sont les petits corps qui tournent autour du plus gros, et non l'inverse, donnant corps à l'idée héliocentrique qui mettra… 1800 ans à triompher, grâce à Copernic.

Il faut dire que l'avènement du christianisme s'accompagnera d'une longue période d'obscurantisme, et que le savoir accumulé par les Grecs sera férocement maintenu sous le boisseau jusqu'à la Renaissance. Carl Sagan estimait que sans cet énorme contretemps, nous serions déjà en train d'explorer l'espace extrasolaire…

Tout près: la parallaxe

La méthode dite de la parallaxe conçue par Hipparque est encore utilisée de nos jours pour calculer la distance d'astres relativement proches, soit quelques dizaines d'années-lumière. La théorie est assez simple: deux observateurs, situés le plus loin possible l'un de l'autre sur la Terre, observent l'astre dont on veut mesurer la distance et notent la configuration des étoiles qui l'entourent. La configuration sera légèrement différente, comme lorsqu'on observe sa main tendue devant un paysage, en fermant alternativement un œil, puis l'autre. Le triangle qu'ils pourront ainsi tracer leur permettra, par trigonométrie, de déterminer la distance de l'astre.

Mais le diamètre de la Terre – 12 000 kilomètres – n'est rien comparé aux distances sidérales! L'angle devient si étroit que la mesure ne peut plus être précise. On utilise alors la parallaxe annuelle: à six mois d'intervalle, on va photographier l'objet, à partir de la position de la Terre sur son orbite: le triangle acquiert alors une base de 300 millions de kilomètres, ce qui permet de calculer des distances atteignant 350 années-lumière.

«Cette méthode a connu un magnifique développement avec le satellite Hipparcos», souligne le professeur André Maeder, de l'Université de Genève. A l'abri des turbulences et de la réfraction de l'atmosphère, Hipparcos s'est affranchi du scintillement des étoiles et a pu ainsi aboutir à des résultats d'une très grande précision. Ceux-ci contribuent à donner au ciel la fameuse troisième dimension dont nous manquons, et qui permet de concevoir un modèle cohérent de la dynamique galactique.

Pour bien comprendre la précision de cet instrument, André Maeder rappelle qu'une seconde d'arc, c'est vraiment peu de chose, une pièce de dix centimes posée sur la tour Eiffel, vue de Genève… Or, Hipparcos avait une précision d'une milliseconde d'arc! Et son successeur vers 2015, le satellite européen Gaïa, aura une précision d'un millionième de seconde d'arc, soit le diamètre d'un cheveu à 1000 kilomètres. Cet ambitieux projet de l'Agence spatiale européenne établira une carte tridimensionnelle et dynamique de notre galaxie – la Voie lactée – qui comprendra les positions, distances et vitesses d'un milliard d'étoiles. Gaïa permettra aussi la recherche de planètes autour des étoiles proches: on estime qu'il en détectera des milliers.

Plus loin: la magnitude n absolue

Ces satellites, irremplaçables pour prendre la mesure de notre galaxie, trouvent leurs limites lorsqu'il s'agit d'aller encore plus profond dans l'espace – toujours ce problème d'angle trop fermé. Intervient alors une autre méthode, celle de la «magnitude absolue».

Elle se fonde sur le principe suivant: si vous connaissez une caractéristique d'une étoile, dans son spectre par exemple, qui vous renseigne sur la brillance vraie de l'étoile par comparaison avec sa brillance apparente, vous pouvez en déduire sa distance. Le Pr André Maeder l'explique par un exemple: «Vous êtes dehors de nuit, et vous apercevez une petite lueur, dont on vous dit que c'est un phare de voiture. Vous direz alors: il est à 20 kilomètres. Si on vous dit que c'est une allumette, vous diriez qu'elle est à 30 mètres. C'est la même chose pour les étoiles: en analysant leur lumière, avec des spectrographes et des photomètres, on peut savoir s'il s'agit d'un phare de voiture ou d'une allumette. En d'autres termes, on peut avoir des indications sur l'éclat absolu de cette étoile, ou sa «magnitude absolue». De la comparaison avec l'éclat apparent, on tire la distance de cette étoile. C'est le principe de base de toutes les mesures de distance, et on arrive à une bonne précision.»

L'un de ces indicateurs de distance les plus fameux est les Céphéides. Ce sont des étoiles variables dont l'éclat varie périodiquement en fonction de la luminosité intrinsèque de l'étoile. La mesure de la période permet de connaître la quantité de lumière qui est partie de l'étoile et de la comparer à celle reçue sur Terre. L'écart entre les deux valeurs donne une idée précise de la distance de l'étoile. Les Céphéides sont des géantes jaunes malheureusement assez rares. Pendant longtemps, elles ont été la meilleure source de calcul des distances pour les galaxies.

Aux confins de l'Univers: n le «Redshift» et les supernovae

Parmi les dizaines d'indicateurs de distances utilisés, il faut citer la loi de Hubble, car c'est celle qui permet de mesurer les distances les plus lointaines, jusqu'à 14 milliards d'années-lumière. Plus une galaxie est lointaine, plus le décalage spectral vers le rouge («Redshift») est grand parce que sa vitesse d'éloignement est plus grande (par analogie avec le son de la sirène d'une ambulance, dont la fréquence change selon qu'elle s'approche ou qu'elle s'éloigne): c'est la preuve de l'expansion de l'Univers, mise en évidence dans les années 30 par Edwin Hubble. Formule assez abordable au demeurant: v = H x d. La vitesse de recul de la galaxie (v) varie avec sa distance (d), H étant la constante de Hubble. Cette relation permet donc d'associer une distance au décalage que l'on observe.

Une autre méthode encore recourt aux supernovae. Un type particulier de ces étoiles qui explosent, les supernovae de type 1, ont toujours le même éclat au maximum de leur explosion. «Lorsqu'on observe une supernova très loin dans l'Univers, et qu'on arrive à mesurer sa magnitude lorsqu'elle est au maximum, de nouveau, par comparaison avec l'éclat apparent – toujours l'histoire du phare et de l'allumette – on peut en déduire la distance. Actuellement, pour la calibration très profonde dans l'Univers, ces supernovae permettent d'aller beaucoup plus loin que les Céphéides, parce qu'elles sont beaucoup plus brillantes.»

Au maximum de son explosion en effet, une supernova est aussi brillante que toutes les étoiles d'une galaxie réunies, et il y en a des milliards! C'est ce qu'il y a de plus lumineux dans l'Univers, et plusieurs programmes scientifiques sont consacrés à leur détection, précisément pour aller le plus loin possible dans l'Univers, sa géométrie et ses propriétés, et donc aussi le plus loin possible dans le temps.

Mais pourquoi, au fait? Vaine question… Du moins ce savoir a-t-il pour mérite de nous situer, voire de nous rendre modestes, comme le relevait Carl Sagan: «Nous savons maintenant que nous vivons sur l'insignifiante planète d'une étoile ordinaire, perdue aux confins d'une galaxie reléguée parmi un amas de galaxies clairsemées, dans un coin oublié d'un univers où l'on dénombrerait plus de galaxies qu'il n'y a d'êtres humains.» Certes, mais savoir où l'on est exactement n'a pas de prix…