L'intérêt scientifique des Transits
L'intérêt scientifique des Transits - Le calcul de la parallaxe |
L'une des manières de mesurer la distance entre la Terre et une planète du système solaire s'effectue par la mesure de l'angle sous lequel on verrait la Terre à partir de cette planète. La demi-valeur de cet angle se nomme la parallaxe. Dans la pratique, la mesure s'effectue à partir de deux points d'observations A et B situés sur Terre. La mesure de l'angle A-Planète-B permet de déterminer l'angle Centre de la Terre-Planète-A (ou B) dénommé Parallaxe de hauteur ou Parallaxe diurne.
Pour la Lune, à une distance moyenne de 384.400 km, la parallaxe est d'environ 57'.
La parallaxe du Soleil vaut 8,794 148", ce qui signifie que, du Soleil, on verrait le rayon de l'équateur terrestre sous un angle de 8,794 148".
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Connaître la parallaxe d'un astre, c'est connaître sa distance.
Au cours des siècles précédents, de nombreuses tentatives ont été faites pour calculer la distance entre la Terre et le Soleil. En effet, connaître cette distance avec précision est crucial pour les astronomes parce que toutes les autres distances dans l'Univers dépendent de cette valeur.
Mais c'est réellement à partir de l'introduction de la lunette astronomique à des fins d'observations des planètes que, après quelques tâtonnements dus à l'inexpérience des observateurs, d'énormes progrès seront accomplis dans la détermination de cette distance.
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A partir de l'observation de la planète Mars en 1672 en des points différents du globe, Jean Dominique Cassini (1625-1712) et l'Abbé Jean Picard (1620-1682) à Paris, et Jean Richer (1630-1696) en mission à Cayenne, avaient déterminé, avec une assez bonne approximation, la distance Terre-Soleil, et obtenu la première estimation valable en proposant une parallaxe solaire de 9,5".
Sir Edmond Halley (1656-1742), après avoir observé depuis Sainte-Hélène le transit de Mercure de 1677, propose dès 1716, une méthode par trigonométrie pour calculer la distance au Soleil à partir de l'observation du prochain transit de Vénus prévu pour 1761. La méthode sera améliorée un siècle plus tard par l'astronome français Jean-Nicolas Delisle.
Comme en 1761, de nombreuses observations seront incomplètes et inexploitables. Le transit fut cependant observé dans de bonnes conditions à cinq endroits différents, mais les résultats ne permettent toujours pas de fixer la distance Terre-Soleil avec une précision suffisante. D'après les observations recueillies, l'astronome Lalande trouve, en 1771, une distance moyenne de la Terre au Soleil comprise entre 152 et 154 millions de kilomètres. L'occasion de parfaire les connaissances viendra un siècle plus tard avec les nouveaux transits de 1874 et 1882.
A partir des données de 1761/1769, puis de celles de 1874/1882, Simon Newcomb (1835-1909) a déterminé une valeur remarquablement correcte de 149,59 millions de kilomètres.
A partir de 1960, les mesures de distance par radar, ainsi que l'envoi de sondes spatiales, ont permis de mieux connaître les distances dans notre système solaire.
En 1976, l'Union Astronomique Internationale a défini l'Unité Astronomique à 149.597.870,691 ±0,030 km. La parallaxe horizontale équatoriale moyenne du Soleil vaut 8,794148".
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L'Institut de France, en souvenir du passage de Vénus devant le Soleil le 9 Décembre 1874, a fait frapper une médaille portant l'inscription : "Quo distent spatio sidera juncta docent" (C'est par cet espace qui les séparent que les étoiles nous enseignent les liens qui les unissent). |