La distance des nébuleuses spirales

 

Partie 2 : Les premières tentatives de mesure

des distances des nébuleuses

 

La mesure des distances en astronomie a toujours été une des questions majeures et d’une grande difficulté. Si la détermination des distances des planètes a fait un grand bond en avant avec la théorie copernicienne puis la découverte des lois de la gravitation, il fallut, pour les étoiles, attendre les premières mesures parallactiques dans la première moitié du XIXe ; la première détermination de distance d’une étoile fut réalisée par Bessel, en 1838. Qu’en fut-il pour la « nébuleuse » d’Andromède et d’autres nébuleuses spirales ?

 

1. Essais de mesures par la méthode de la parallaxe

Julius Franz à Koenigsberg en 1885 essaie sans succès de mesurer la distance de la nébuleuse d’Andromède par l’étude de la parallaxe trigonométrique de la nova apparue dans cette nébuleuse cette même année.

 

En 1898, E.E. Barnard (1857-1923) tente une nouvelle mesure avec la lunette de Yerkes de 40 pouces de diamètre. Pour cela il utilise deux étoiles de comparaison dont les paramètres sont connus. Il ne met pas en évidence de mouvement parallactique pour le noyau de la nébuleuse d’Andromède. La seule conclusion qu’il en tire, et G.E. Hale avec lui, est qu’elle serait située très au-delà de ces étoiles mais ils concluent que « une telle supposition, est peut être difficilement justifiable… » Un auteur anonyme qui fait référence à ces travaux déclare dans The Observatory que « …les différences observées sont accidentelles et qu’aucune parallaxe ne peut être détectée… ». En 1909, puis en 1915, Barnard reprend des mesures avec d’autres étoiles sans plus de succès.

 

 

Karl Bohlin en 1907 tente à son tour, de mesurer la parallaxe de la Grande Nébuleuse d’Andromède. Il conclut que la parallaxe mesurée est dépourvue de signification ; cependant sa valeur mesurée, 0,17 , qui la positionne dans la Galaxie, sera commentée et retenue par de nombreux astronomes.

 

Enfin,  après un premier échec pour M 51, Adriaan van Maanen, avec le télescope de 60 pouces du Mont Wilson  étudie le déplacement du centre de la nébuleuse d’Andromède avec neuf étoiles de comparaison. Sa mesure de la parallaxe est de 0, 004 ±  0,005 secondes d’arc, chiffre qui n’est pas, selon lui, plus significatif que ceux donnés par Barnard.

 

2. L’utilisation des novæ.

Après l’observation fameuse d’une nova1 dans la nébuleuse d’Andromède en 1885, il faudra attendre une trentaine d’années pour que la question refasse surface et alimente la polémique sur les distances des nébuleuses spirales. Durant cette période, l’astronomie a progressé avec des télescopes plus puissants, permettant des photographies détaillées des spirales, des études spectroscopiques plus précises et des nouvelles méthodes d’évaluation des distances qui ont une portée de plusieurs dizaines d’années de lumière.

2.1 La théorie de Curtis

À l’observatoire de Lick, Heber D. Curtis se livre aux observations des novae dans les nébuleuses spirales. Pour lui, il est possible de tirer de ces novae des arguments forts en faveur de l’hypothèse des « Univers-îles ». Son argumentation sera reprise, en particulier en 1920 lors du « Grand Débat ». Environ trente-six novae ont été observées dans notre Galaxie. Si les spirales sont des amas d’étoiles alors il est naturel de s’attendre à y voir des novae.  Mais Curtis va plus loin, en raisonnant par analogie, bien qu’il déclare que ce type de raisonnement puisse être parfois dangereux, il est possible d’estimer leur distance. En  effet :

- Compte tenu de la puissance des télescopes, le fait qu’elles soient invisibles, avant puis après leur découverte, lui fait estimer à 15 magnitudes (voir encart 2) environ leur augmentation d’éclat pendant la phase d’observation.

- Avant leur apparition il leur attribue une magnitude de 30 en moyenne.

- Les étoiles de magnitude 15 de notre galaxie qui sont à environ 20 000 a.l. devraient se situer à une distance de l’ordre de 20 millions d’a.l. pour avoir une magnitude apparente de 30 avant leur évolution en nova.

- A cette distance, une galaxie extérieure, si elle a un diamètre apparent de 10’, devrait avoir un diamètre réel d’environ 60 000 a.l. Ce qui n’est pas éloigné des dimensions que l’on peut attribuer (à cette époque) à notre Galaxie, selon J. Kapteyn. Les nébuleuses spirales de diamètre égal à 10’ sont des géantes de cette classe. Les spirales plus petites, les plus nombreuses, devraient être 10 à 100 fois plus éloignées encore, sauf à considérer que leur diamètre réel est beaucoup plus petit que celui de notre Galaxie. Comme c’est peu vraisemblable, c’est donc qu’elles sont probablement en dehors de notre Galaxie.

Il s’appuie ensuite sur une autre argumentation en s’aidant des archives photographiques de Harvard. Il existe un catalogue qui a recensé 38 novae. Deux d’entre elles sont particulières : S Andromedae et Z Centauri2. En y ajoutant Nova Geminorum n°2 de 1912, la moyenne des magnitudes au maximum des sept novae galactiques est de 5,5. Pour les novae observées dans les spirales cette moyenne est de 15. Curtis admet que leurs magnitudes absolues sont équivalentes, d’où sa déduction que la distance des novae des spirales est environ 100 fois plus grande que celle des novae dans notre Galaxie. Il reconnaît cependant qu’il se pourrait que des matériaux absorbants réduisent leur éclat apparent et les fassent paraître plus éloignées qu’elles ne le sont en réalité. Cette discussion est reprise et approfondie dans un article publié la même année qu’il intitule : « Les Novae dans les nébuleuses spirales et la théorie des Univers-îles. ».

 

2.2 Le point de vue de Harlow Shapley.

Shapley reprend à son tour onze novae situées dans des nébuleuses spirales qu’il compare à la trentaine de novae dites « galactiques » pour discuter du problème des distances. L’astronome dont les positions diffèrent de celles de Curtis, utilise les mêmes prémisses pour aboutir à des conclusions différentes.

« Les étoiles permanentes du voisinage des spirales ne sont presque certainement pas connectées aux nébuleuses », dit-il. Il fait en effet une distinction entre ces étoiles et les condensations nébuleuses observées avec les meilleurs télescopes du moment dans les nébuleuses spirales et qui ne sont pas en elles-mêmes des étoiles. Si ce sont des groupements d’étoiles non résolus, et si on accepte cette hypothèse, nous dit Shapley, alors les magnitudes de ces étoiles individuelles ne doivent pas être inférieures à 21, sinon on les verrait dans les grands télescopes du Mont Wilson. Dans ces conditions, les différences de magnitude apparente entre novae galactiques et novae d’Andromède nous donnent une distance de 1 million d’a.l. Ceci ferait de la Nébuleuse d’Andromède une galaxie extérieure. Dans ce cas, dit Shapley, son diamètre doit être d’environ 50 000 a.l., comparable aux estimations qu’il fait du diamètre de notre Galaxie.

Mais le point suivant porte sur les magnitudes absolues qui découlent des observations et des distances estimées. S Andromedae, par exemple, serait 100 millions de fois plus lumineuse que le Soleil et autant que toutes les étoiles visibles à l’œil nu. Si la magnitude absolue des novae de la Galaxie était aussi grande, cela positionnerait ces dernières à des distances immenses. Pour obtenir des dimensions compatibles à celle de notre Galaxie (selon les estimations de H. Shapley, c’est à dire plus de 100 000 a.l.) il faudrait que les nébuleuses spirales de 5’ de diamètre angulaire aient une parallaxe de un dix millionième de seconde d’arc ; ainsi une étoile située à l’intérieur aurait une magnitude inférieure à 35. Par exemple, dit-il, M 101 serait à au moins 5 millions d’a.l. S’appuyant sur les mesures de vitesses angulaires de rotation des spirales effectuées par van Maanen, cela devrait correspondre à des vitesses circulaires de l’ordre de celle de la lumière, ce qu’il n’est pas près d’accepter. Mais si on pense que son diamètre est beaucoup plus petit que celui de la Galaxie (un quatre centième, propose Shapley) alors, avec une vitesse de rotation estimée par van Maanen à 1 000 km/sec, M 101 ne serait plus qu’à 32 000 a.l. Mais alors, n’importe quelle étoile située en son sein, ayant la magnitude absolue du Soleil, devrait être identifiée distinctement, ce qui n’est pas le cas. Alors déclare-t-il : « les mouvements propres internes ne peuvent ainsi être bien en harmonie avec l’hypothèse des « Univers-îles » quelles que soient leurs tailles, si elles sont formées d’étoiles ordinaires ».

Shapley fait ensuite l’hypothèse que les condensations vues dans les spirales pourraient être des amas globulaires. En dehors des vitesses de rotation des spirales, son argumentation repose sur ses mesures de distance des amas globulaires qu’il a faites à l’aide des étoiles variables Céphéides. Leur diamètre angulaire est de 5’ et leur distance de 30 000 a.l. Placés dans une nébuleuse spirale située à une distance 100 fois supérieure (3 000 000 a.l.), cela leur donne une magnitude de 18 à 20 et un diamètre angulaire de 3’’ ce qui est en accord avec son hypothèse . Mais cela est contredit, selon Shapley, par l’observation des amas globulaires des Nuages de Magellan : « … s’ils sont situés dans la même nébuleuse, ils devraient avoir des contours très irréguliers, auraient des diamètres d’environ 30’’ et 100’’, et, à cause de la présence en leur sein de raies nébuleuses brillantes, devraient apparaître de couleur bleue, comparée avec le noyau de type solaire. »  Shapley ne fait que signaler ce problème sans le discuter plus avant.

Ainsi Harlow Shapley, avec les novae, arrive à des estimations de distances des nébuleuses spirales qui sont en accord avec la conception des Univers-îles. Deux éléments lui font rejeter cette démonstration : les mesures de rotation mesurées par van Maanen 3 et la certitude qu’il a du diamètre de la Galaxie qu’il a mesuré à l’aide des amas globulaires.

 

Dès 1917, les positions de Curtis et de Shapley sont donc fortement opposées. Les mêmes observations portant sur les novae les conduisent à des propositions différentes qui seront développées lors du « Grand Débat » à Washington trois ans plus tard, sans que ces contradictions ne soient résolues.

 

3. D’autres estimations à partir des vitesses de rotation.

Knut Lundmark est un astronome suédois qui a travaillé au Mont Wilson. Avec une méthode spectroscopique, il donne en 1921 une distance de la nébuleuse M 33 de 10 000 a.l. L’année suivante, à partir des mouvements propres de 23 spirales, il donne une fourchette de distances allant de 10 000 à 1 500 000 a.l.

C. Luplau-Janssen et G.E.H. Haarth reprennent la mesure de la distance de la nébuleuse d’Andromède, la comparent avec celle donnée par Lundmark et confirment ses résultats.

Opik pour sa part, à l’observatoire de Tartu (Estonie), utilise une autre méthode, basée sur la vitesse de rotation et les hypothèses de A. Eddington sur la production d’énergie et les relations masse-luminosité. Il utilise pour cela non pas les mesures de van Maanen déjà citées, mais celle, spectroscopiques,  de Francis Pease qui donne une vitesse de rotation de 72 km.s-1. Ses calculs aboutissent à une distance de 450 000 parsecs.

 

Ainsi, vers 1922, un certain accord semble se dessiner autour de valeurs de distances de l’ordre du million d’années de lumière. Mais en réalité toutes ces estimations sont très peu fiables et tous les astronomes en sont bien conscients. Les travaux de Hubble, que nous présenterons dans la dernière partie de ce travail, viendront ouvrir la voie à des mesures plus précises.

Fin de la partie 2

 

Encart : Mesures de distance par la méthode de parallaxe

La parallaxe d’une étoile s’établit par deux mesures de position faites à six mois d’intervalle. Pendant ce temps la terre a parcouru son orbite d’une extrémité à l’autre, séparées de 180°. Cette mesure est donnée en parsec. C’est la distance à laquelle le rayon de l’orbite terrestre est vu sous un angle d’une seconde d’arc. (Figure 1)

La première parallaxe stellaire a été mesurée en 1838 par Bessel pour 61 Cygni.

 

Figure 1 : Parallaxe dite héliocentrique (AU = unité astronomique  = distance Terre-Soleil).

 

 

Encart:  Quelques définitions

 

Magnitude: mesure de la « brillance » des étoiles.

Pour des raisons historiques la magnitude estimée par l’examen oculaire varie de 0 à 6 (on parle de magnitude visuelle), les étoiles très brillantes ayant les magnitudes les plus faibles. Les instruments permettent de voir des étoiles plus faibles (donc de magnitude plus élevée). La photographie, grâce aux poses longues,  permet aussi de mettre en évidence des étoiles peu brillantes. On parle de magnitude photographique (mph) car les émulsions ne sont pas sensibles aux mêmes longueurs d’onde que l’œil. Ces magnitudes sont dites apparentes car mesurées sur Terre. On définit la magnitude absolue (M) qui est la magnitude qu’aurait l’étoile observée si elle était située à une distance de 10 parsecs. On neutralise ainsi l’effet distance dans l’évaluation de la « brillance » de l’étoile.

 

Parsec (parallaxe par seconde) : distance à laquelle le rayon de l’orbite terrestre est vu sous un angle d’une seconde d’arc. Un parsec est égal à 3,26 a.l.

 

Mouvement propre : déplacement d’un objet,  mesuré en général en secondes d’arc par an. La mesure est faite sur des photographies prises à des périodes de temps assez éloignées l’une de l’autre. La comparaison des clichés se fait grâce à un stéréocomparateur.

 

 


1 - Une nova est littéralement une nouvelle étoile. On connaissait bien, avant 1885, des novae apparue dans notre Galaxie.

2 – on sait maintenant qu’il s’agit  de supernovae

3 – ces mesures s’avèreront erronées dans de fortes proportions

 

Suite: partie 3

 

Alain Brémond