Parallaxe
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La parallaxe est l'incidence du changement de position de l'observateur sur l'observation d'un objet.
Ce mot apparaît au XVIe siècle, emprunté au grec παράλλαξις, qui signifie « déplacement contigu ; parallaxe ».
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[modifier] Métrologie
L'erreur de parallaxe est l'angle entre la direction du regard d'un observateur et la perpendiculaire à la graduation d'un appareil de mesure, amenant à une erreur de lecture de la mesure effectuée.
Afin de supprimer pratiquement cette erreur, l'observateur doit se placer de manière à confondre l'aiguille ou l'index avec l'image qu'en donne un miroir situé en arrière plan.
[modifier] Psychologie
En psychologie, la parallaxe est une modification de la subjectivité, la différence de perception d'une même réalité.
On dit d'un sujet qu'il fait une parallaxe lorsqu'il arrive à percevoir une réalité ou un état dans un sens différent, et qu'il parvient à se décentrer de sa propre perception pour construire un nouveau sens de cette même réalité. L'essence même de la thérapie psychologique consiste à aider le sujet à se créer une parallaxe de la réalité qui allie le sens commun et sa sérénité.
[modifier] Photographie
La parallaxe de visée est la différence de cadrage entre l'image donnée par un viseur et l'image passant dans l'objectif d'un appareil photographique. L'imprécision due à la parallaxe n'existe bien sûr pas avec un appareil photographique reflex mono-objectif.
[modifier] Astronomie
En astronomie, la parallaxe est l'angle sous lequel peut être vue depuis un astre une longueur de référence :
- pour les astres du système solaire, c'est le rayon de la Terre qui a été choisi ; il s'agit de la parallaxe diurne ;
- pour les astres extérieurs au système solaire, la référence est le demi-grand axe de l'orbite terrestre, soit une unité astronomique ; il s'agit de la parallaxe annuelle.
La détermination de la parallaxe lunaire (entre 52" et 62"), est due à Nicolas-Louis de Lacaille et à Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande (1732-1807), opérant simultanément en deux points de la surface de la Terre très éloignés l'un de l'autre.
On confond l'arc et la tangente
mesurés par les observateurs O1 et O2 distant de L
Plus l'astre considéré est proche, plus son changement apparent de direction lié au déplacement de l'observateur est important. Les astronomes du XVIIème siècle et du début du XVIIIème ont longuement cherché à mettre en évidence cet effet géométrique à titre de confirmation du système héliocentrique de Copernic. La première mesure de la parallaxe d'une étoile a été publiée en 1838 par l'allemand Friedrich Wilhelm Bessel.
[modifier] Parallaxe diurne
On appelle parallaxe diurne d'un astre l'angle sous lequel on verrait depuis cet astre le rayon terrestre (r) aboutissant au lieu d'observation (A). Cet angle est négligeable pour les étoiles. En revanche, c'est de lui qu'il s'agit quand on parle de la parallaxe d'un astre du système solaire.
Lorsque l'astre est à l'horizon du lieu (en A), cet angle atteint un maximum, la parallaxe horizontale. Cette dernière atteint elle-même sa valeur maximale pour un lieu situé à l'équateur, la parallaxe horizontale équatoriale. Par exemple, la parallaxe horizontale équatoriale du Soleil vaut 8,794". Le rapport de la parallaxe horizontale équatoriale moyenne du Soleil et de la parallaxe horizontale d'un astre fournit une valeur approchée de la distance d'un astre du système solaire, en unités astronomiques.
[modifier] Parallaxe annuelle
On appelle parallaxe annuelle d'une étoile l'angle sous lequel on verrait depuis cette étoile (E) le demi-grand axe de l'orbite terrestre (R).
[modifier] Mesure de distance des astres par la parallaxe annuelle
La parallaxe annuelle des plus proches étoiles permet d'en calculer la distance, cette distance étant proportionnelle à la cotangente de l'angle de parallaxe, soit approximativement l'inverse de cet angle ; entre la distance D de l'étoile au Soleil — exprimée en unités astronomiques — et la valeur π de sa parallaxe annuelle — exprimée en radians — existe la relation π = 1 / D.
Friedrich Wilhelm Bessel utilisa cette méthode pour la première fois en 1838 pour la binaire 61 du Cygne.
Avec l'usage de cette méthode de mesure de distance, une unité de longueur spécifique fut définie : le parsec, qui est la distance d'un astre dont la parallaxe annuelle est d'une seconde d'arc (toutes les parallaxes annuelles sont inférieures à la seconde d'arc - la fraction 1/3600 d'un degré -, et sont habituellement exprimées en millisecondes d'arc).
Cette unité facilite les calculs ; par exemple, pour Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Système solaire, la parallaxe est de 760 millisecondes, ce qui correspond à une distance est de 1 / 0,760 = 1,32 pc.
À la fin des années 1980, les parallaxes annuelles d'environ 8000 étoiles avaient été obtenues à partir de mesures directes (parallaxes trigonométriques), les mesures effectuées à partir des instruments construits à la surface de la Terre étant affectés d'imprécisions liées aux perturbations atmosphériques.
Grâce au satellite d'astrométrie européen Hipparcos, les parallaxes annuelles d'environ 100 000 étoiles sont maintenant connues avec une présision de 0,001".
[modifier] Parallaxe spectroscopique
Un certain nombre de parallaxes d'étoiles plus lointaines sont déterminées par l'analyse spectroscopique de leur rayonnement. Cette analyse spectrale permet d'estimer leur magnitude absolue, et donc leur distance à partir de leur magnitude apparente ; cette méthode est désignée par parallaxe spectroscopique ou parallaxe photométrique.
Ces dénominations ne sont que des abus de langage, cette méthode imprécise n'ayant aucun rapport avec celles décrites précédemment (pour les étoiles proches, des différences de l'ordre de 20 % entre parallaxe trigonométrique et parallaxe spectroscopique ne sont pas rares).
[modifier] La parallaxe dans le débat héliocentrisme/géocentrisme
Dans le procès de Galilée, l'Inquisiteur St Robert Bellarmin fit l'objection que, si la Terre se mouvait, on devrait observer une parallaxe (selon la définition ci-dessus). Mais aucune parallaxe n'ayant été mesurée, ce fait devenait un argument contre l'héliocentrisme. Galilée répondit que les étoiles étaient trop lointaines pour que la parallaxe puisse être vue et mesurée avec les instruments d'alors.
La parallaxe mesurée par Bessel (ci-dessus) semble alors prouver l'héliocentrisme en confirmant la prédiction de Galilée.
Cependant, la parallaxe observée a soulevé un autre problème: elle n'était pas la même pour toutes les étoiles. Une parallaxe constante des étoiles à distance constante de, soit la terre, soit le soleil, aurait prouvé l'héliocentrisme. En effet, il est plus correct de dire qu'un contenu se meut dans le contenant que l'inverse dans la philosophie aristotélicienne et la Terre comme le Soleil sont contenus dans un univers visible limité, selon les idées de l'époque, par la sphère des étoiles fixes. Mais nous n'avons pas une parallaxe uniforme des étoiles équidistantes. Donc,
- soit la parallaxe - comme l'appellent les tenants de l'héliocentrisme - n'est pas uniforme , et alors elle ne peut pas être une parallaxe, mais est due à des mouvements divers et indépendants du mouvement de la Terre, et ne prouve alors aucunement son mouvement.
- soit la parallaxe est due au mouvement uniforme de la Terre, et les différences sont dues au fait que les étoiles sont à des distances différentes, chose incompatible avec la première version de l'héliocentrisme qui imaginait l'existence d'une sphère des étoiles fixes. Tombe alors l'argument du contenu (la terre) qui devrait se mouvoir dans un contenant (la sphère des étoiles fixes).
La parallaxe, à elle seule, ne peut alors être une preuve de l'héliocentrisme imaginé par Galilée et Copernic.
[modifier] Voir aussi
- site de ESA : permet de mesurer le progrès apporté par l'automatisation des mesures de parallaxe par satellite.
- Hipparcos et les Pléïades
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