parallaxe d'un astre

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Angle sous lequel on verrait, de cet astre, une longueur conventionnellement choisie (rayon équatorial de la Terre, pour les astres du Système solaire ; demi-grand axe de l'orbite terrestre, pour les étoiles).

La connaissance de la parallaxe d'un astre est équivalente à celle de sa distance.

Parallaxe des astres du Système solaire

Pour les astres du Système solaire, on prend comme longueur de référence, ou base, le rayon équatorial de la Terre : la parallaxe ainsi définie est appelée parallaxe diurne. La parallaxe du Soleil, par exemple, vaut 8,8 ″, ce qui revient à dire que, du Soleil, on voit le rayon de la Terre à l'équateur sous un angle de 8,8 ″. Sa mesure revêtit une grande importance aux xviii^e et xix^e s., car sa valeur permit de calculer ensuite les distances au Soleil des différentes planètes du Système solaire.

Parallaxe des étoiles

Pour les étoiles, la longueur de référence est le demi-grand axe de l'orbite terrestre : la parallaxe ainsi définie, liée au mouvement orbital de la Terre, est appelée parallaxe annuelle. Par suite du mouvement de la Terre autour du Soleil, les étoiles les plus proches semblent décrire en une année une petite ellipse sur le fond du ciel. Le demi-grand axe de cette ellipse est vu de la Terre sous un angle π qui n'est autre que la parallaxe annuelle de l'étoile considérée. On détermine cette parallaxe par une méthode trigonométrique à partir de clichés qui permettent de suivre les variations de la direction de l'étoile au cours de l'année.

Les distances des étoiles étant considérablement plus grandes que le rayon de l'orbite terrestre, les parallaxes stellaires sont des angles toujours extrêmement petits : celle de l'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, n'est, par exemple, que de 0,76 ″. En pratique, à partir du sol terrestre, on ne peut guère déterminer par la méthode indiquée ci-dessus que la parallaxe d'étoiles situées à des distances inférieures à 100 parsecs. Pour des étoiles plus lointaines, il faut recourir à des méthodes fondées sur des mesures statistiques, spectroscopiques ou photométriques. La méthode trigonométrique est néanmoins la méthode de base qui sert à calibrer toutes les autres. Aussi, la mesure par le satellite européen Hipparcos, au début des années 1990, de la parallaxe de quelque 120 000 étoiles avec une précision de l'ordre de 0,002 ″, a-t-elle représenté un progrès considérable.