Échelle des distances cosmiques

Personne n'a jamais mesuré directement la distance d'une autre galaxie — chaque échelon de l'échelle est calibré par rapport à celui du dessous. La parallaxe, fixée par la pure géométrie, établit l'échelle des céphéides proches ; ces céphéides calibrent la luminosité maximale des supernovae de type Ia dans leurs galaxies hôtes ; et les supernovae assez lointaines pour révéler l'expansion cosmique calibrent la constante de Hubble elle-même. Comme chaque étape hérite des erreurs de celles qui la précèdent, une petite erreur de calibration au niveau de la parallaxe se répercute jusqu'à affecter la taille de l'univers observable — c'est précisément pourquoi le désaccord actuel entre les mesures de H0 fondées sur l'échelle et celles de l'univers primordial, la « tension de Hubble », est un enjeu si important en cosmologie.

Une bougie paraît d'autant plus faible qu'elle est éloignée : l'éclat décroît comme le carré de la distance. Donc, si l'on sait combien de lumière un objet émet réellement, le comparer à son éclat apparent indique exactement sa distance. Les astronomes appellent un tel objet une chandelle standard : une céphéide révèle sa luminosité vraie par la rapidité de ses pulsations, une supernova de type Ia par la forme de sa courbe de lumière. La parallaxe, le premier barreau, relève au contraire de la pure géométrie — comme le pouce qui se déplace sur le fond quand on change d'œil.

Une céphéide ne brille pas de façon constante : elle se dilate et se contracte comme un lent battement de cœur, sous l'effet d'une couche interne d'hélium doublement ionisé. Quand l'étoile se comprime, cette couche devient plus opaque et emprisonne la chaleur ; la pression monte et la repousse vers l'extérieur ; en se dilatant et en refroidissant, l'hélium se recombine, la lumière piégée s'échappe et la couche retombe. Cette 'soupape d'Eddington' fixe la période de pulsation — et c'est justement cette période qui trahit la luminosité réelle de l'étoile, rendant possible le deuxième barreau.